Download EL FIRMAMENTO

EL FIRMAMENTO Es la bóveda celeste en que se encuentran aparentemente los astros (cualquier cuerpo celeste con forma definida). En tiempos remotos los científicos creían que las estrellas estaban fijas en la bóveda celeste, por lo que se llamó firmamento a este conjunto “firme”. DEFINICIONES DE ALGUNOS OBJETOS CELESTES ESTRELLA FIJA Una estrella fija es un cúmulo de materia en estado de plasma1 en un proceso de equilibrio hidrostático2 o muy cercano a él, que genera energía en su interior. Son llamadas fijas porque su movimiento propio es uniforme y guardan siempre entre sí la misma distancia sensible, por lo cual se las ha considerado como inmóviles Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120‐200 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. Entre las fijas unas son más brillantes y claras como el Sirio. Otras son de color bermejo como Aldebarán, Arturo, etc., otras las llaman nebulosas por ser muy pequeñas o más distantes y carecer del brillo de las otras. ESTRELLA VARIABLE Estrellas que experimentan variaciones significativas de luminosidad. Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas. •
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Estrellas variables intrínsecas: La variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas. Estrellas variables extrínsecas: La variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. ESTRELLA BINARIA Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas3 común. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias. Albireo, considerada inicialmente como una binaria óptica (aparente) se ha demostrado finalmente que sí son una binaria verdadera a pesar de la gran distancia que hay entre ellas. NOVA Una nova es una explosión termonuclear causada por la acreción4 de hidrógeno en la superficie de una estrella enana blanca5. 1 Cuarto estado de la materia parecido al gaseoso pero con diferencias en las propiedades de sus partículas ionizadas. 2 Fluido en el que las fuerzas de presión y las gravedad están en equilibrio 3 Punto geométrico que se comporta como si estuviese sometido a la resultante de las fuerzas externas al sistema 4 Crecimiento de un cuerpo por agregación de cuerpos menores. 5 Remanente que se genera cuando una estrella de masa menor a 9‐10 masas solares ha agotado su combustible nuclear Formación de una nova SUPERNOVA Una supernova es una explosión estelar que produce objetos muy brillantes en la esfera celeste. Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos, se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente. Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo. Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604 HIPERNOVA Una hipernova es un tipo teórico de supernova que se produce cuando estrellas extraordinariamente grandes se colapsan al final de sus vidas. En una hipernova, el núcleo de la estrella se colapsa directamente en un agujero negro, emitiendo dos chorros de plasma extremadamente energéticos desde sus polos a una velocidad cercana a la de la luz. CÚMULO ESTELAR Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional incluye dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos (o galácticos). Cúmulo Globular Un cúmulo globular consiste en una agrupación de 105 − 106 estrellas viejas, gravitacionalmente ligadas, con distribución aproximadamente esférica, y que orbita en torno a una galaxia de manera similar a un satélite. Son estas estrellas viejas las que le dan a los cúmulos globulares su típico color dorado. Propiedades: Los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación. El cúmulo globular M80. Cúmulo Abierto Un cúmulo estelar abierto es una acumulación de estrellas formadas por la misma nube molecular6 y que no posee estructura ni simetría alguna. También se denominan cúmulos galácticos, ya que se pueden encontrar por toda la galaxia. Las estrellas de los cúmulos abiertos se encuentran ligadas por la gravedad, pero en menor medida que los cúmulos globulares. Las estrellas que albergan suelen ser jóvenes, masivas, y muy calientes y su número puede oscilar desde una docena hasta varios miles. 6 Región extensa en la que la densidad de materia es suficientemente alta, y la temperatura suficientemente baja, para que exista hidrógeno molecular (H2). 2
Propiedades: Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares. Cúmulo estelar de las Pléyades. Se pueden contar hasta siete estrellas a simple vista. Los gigantes azules que dominan el cúmulo generan un halo de gas ionizado a su alrededor. Cúmulo estelar abierto M11. Puede observarse su estructura poco densa, estando formado por estrellas jóvenes y brillantes. NEBULOSA Las nebulosas son regiones del medio interestelar7 constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una importancia cosmológica notable porque son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación8 y agregación de la materia, aunque en otras ocasiones se tratan de los restos de una estrella que ha muerto. GALAXIA Una galaxia es un masivo sistema de estrellas, nubes de gas, planetas, polvo, materia oscura, y quizá energía oscura, unidos gravitacionalmente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es variable, desde las enanas, con 107, hasta las gigantes, con 1012 estrellas. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples. El espacio intergaláctico está compuesto por un tenue gas, cuya densidad promedio no supera un átomo por metro cúbico. Nebulosa planetaria M­57 (Nebulosa del Anillo) NGC 4414, una típica galaxia espiral. Recreación artística hecha por la NASA de la Vía Láctea. VÍA LÁCTEA La Vía Láctea es la galaxia en la que se encuentra el Sistema Solar. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene entre 200 y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz. En la noche se aprecia como una borrosa banda de luz blanca alrededor de toda la esfera celeste. El fenómeno visual de la Vía Láctea se debe a estrellas y otros materiales que se hallan sobre el plano de la galaxia. 7 Contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. 8 Proceso físico que consiste en el paso de una sustancia en forma gaseosa a forma líquida. 3
PLANETA Un planeta es, según la definición adoptada por la Unión Astronómica Internacional el 24 de agosto de 2006, un cuerpo celeste que: •
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Orbita alrededor del Sol. Tiene suficiente masa para asumir una forma prácticamente esférica en equilibrio hidrostático. Ha limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales (objetos sólidos que se estima que existieron alrededor de las estrellas jóvenes) Según esta definición, el Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Plutón, que hasta 2006 se consideraba un planeta, ha pasado a clasificarse como planeta enano, junto a Ceres, y Eris. Los cuerpos que giran en torno a otras estrellas se denominan generalmente planetas extrasolares. Las condiciones que han de cumplir para ser considerados como tales son las mismas que señala la definición de planeta para el Sistema Solar. Representación artística del planeta OGLE­2005­BLG­390Lb, a 20 000 años luz de la Tierra SATÉLITE NATURAL Se denomina satélite natural a cualquier objeto que orbita alrededor de un planeta. Generalmente el satélite es mucho más pequeño y acompaña al planeta en su evolución alrededor de la Estrella que orbite. Si dos objetos poseen masas similares, se suele hablar de sistema binario de planetas en lugar de un objeto primario y un satélite. El criterio habitual para considerar un objeto como satélite es que el centro de masas del sistema formado por los dos objetos esté dentro del objeto primario. Comparación de La Tierra con las lunas más importantes de cada planeta del Sistema Solar COMETA Los cometas son cuerpos celestes constituidos por agua, hielo seco, amoníaco, metano, hierro, magnesio y silicatos que orbitan el Sol describiendo órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. Los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma. Esta coma está formada por gas y polvo. Conforme el cometa se acerca al Sol, el viento solar1 azota la coma y se genera la cola o cabellera característica. La cola está formada por polvo y el gas de la coma ionizado. Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo ya nunca es repuesto. A lo largo de la trayectoria de un cometa, éste va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material. 4
Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también llamadas lluvia de meteoros. 1: Flujo de partículas (en su mayoría protones de alta energía) emitidos por la atmósfera de una estrella. Cometa Hale­Bopp METEORITO Un meteorito es un meteoroide (aclaración más abajo) que alcanza la superficie de la Tierra debido a que no se desintegra por completo en la atmósfera. Cuando entra en la atmósfera de un planeta, el meteoroide se calienta y se vaporiza parcial o completamente. El gas que queda en la trayectoria seguida por el meteoroide se ioniza y brilla. El rastro de vapor brillante se llama técnicamente meteoro aunque es conocido como estrella fugaz. Meteorito Gibeon METEOROIDE Un meteoroide es una partícula relativamente pequeña (desde unas pocas micras unos cien metros) que orbita alrededor del Sol. La mayoría de meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides aunque también pueden ser rocas de satélites o planetas que hayan sido impulsadas en grandes impactos. LA MATERIA OSCURA Se denomina materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida, que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética (luz y otras radiaciones) para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias. La materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable. La materia oscura juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura". Distribución estimada de materia y energía oscura1 en el Universo. Se especula que la materia oscura constituye el 90% de la masa en la mayoría de las galaxias. La naturaleza de este componente no está bien comprendida. Hay evidencias que sugieren la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de algunas galaxias. La Vía Láctea, que acoge a nuestro sistema solar, parece tener uno de estos objetos en su núcleo. 5
LA NATURALEZA FÍSICA DE LA LUZ: Ha sido uno de los grandes problemas de la ciencia. Desde la antigua Grecia se consideraba la luz como algo de naturaleza corpuscular, eran corpúsculos que formaban el rayo luminoso. Así explicaban fenómenos como la reflexión y refracción de la luz. Newton en el siglo XVIII defendió esta idea, suponía que la luz estaba formada por corpúsculos lanzados a gran velocidad por los cuerpos emisores de luz. Escribió un tratado de Óptica en el que explicó multitud de fenómenos que sufría la luz. En 1678 Huygens defiende un modelo ondulatorio , la luz es una onda. Con este modelo se explicaban fenómenos como la interferencia y difracción que el modelo corpuscular no era capaz de explicar. Así la luz era una onda longitudinal, pero las ondas longitudinales necesitan un medio para poder propagarse, y surgió el concepto de éter como el "medio" en el que estamos inmersos. Esto trajó aún más problemas, y la naturaleza del eter fue un quebradero de cabeza de muchos científicos. La solución al problema la dió Maxwell en 1865, la luz es una onda electromagnética que se propaga en el vacío. Quedaba ya por tanto resuelto el problema del éter con la aparición de estas nuevas ondas. Maxwell se basó en los estudios de Faraday del electromagnetismo, y concluyó que las ondas luminosas son de naturaleza electromagnética. Una ONDA ELECTROMAGNÉTICA se produce por la variación en algún lugar del espacio de las propiedades eléctricas y magnéticas de la materia. No necesita ningún medio para propagarse, son ondas transversales. ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO Se denomina espectro electromagnético a la distribución energética del conjunto de las ondas electromagnéticas emitidas por un cuerpo, estrella, galaxia, etc. Los espectros se pueden observar mediante espectroscopios que, además de permitir observar el espectro, permiten realizar medidas sobre éste, como la longitud de onda, la frecuencia y la intensidad de la radiación. El espectro electromagnético se extiende desde la radiación de menor longitud de onda, como los rayos gamma y los rayos X, pasando por la luz ultravioleta, la luz visible y los rayos infrarrojos, hasta las ondas electromagnéticas de mayor longitud de onda, como son las ondas de radio. 6
Partes del espectro electromagnético: •
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Los rayos gamma tienen una frecuencia muy elevada. Pueden resultar muy nocivos para el tejido humano, aunque también pueden emplearse para el tratamiento del cáncer. Los rayos X, descubiertos por el físico alemán W. Roentgen, deben su nombre a que en un principio su origen era un misterio. Tienen longitudes de onda muy cortas, son muy penetrantes, pero son absorbidos por materiales densos, como el plomo o los huesos. Se utilizan en medicina para examinar el interior del cuerpo humano. Dosis muy elevadas pueden producir cáncer. La radiación de longitud de onda algo más corta que la visible se denomina ultravioleta. Una parte de esta radiación procedente del Sol broncea la piel, pero una exposición prolongada puede originar, a largo plazo, cáncer de piel. Aunque la capa de ozono absorbe la mayoría de rayos ultravioleta que emite el Sol, es recomendable evitar las horas de mayor radiación solar y utilizar gafas de sol y cremas solares de alto factor de protección. De todo este espectro nuestros ojos solo perciben la banda de longitudes de onda comprendida entre 0,4 y 0,8 milésimas de milímetro, lo que llamamos el espectro visible. Dentro de él, la luz roja tiene mayor longitud de onda; y la luz azul, menor longitud de onda. La radiación con longitud de onda algo mayor que la luz visible se denomina infrarroja. Cualquier objeto caliente emite esta radiación, que depende de la temperatura y del color del objeto. Las gafas de visión nocturna se usan para detectar la radiación infrarroja que emiten personas y animales en la oscuridad. Los mandos a distancia también emplean radiación infrarroja. Otras ondas menos energéticas son las microondas, muy empleadas en la industria moderna (y en muchas cocinas actuales). 7
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Las ondas electromagnéticas con longitud de onda más larga son las ondas de radio y de televisión, empleadas en telecomunicaciones (telefonía móvil), en radares, etc. Cualquier estrella o cuerpo a una temperatura por encima de 0K emite energía en forma de ondas electromagnéticas, siendo esta radiación, que se emite incluso en el vacío, tanto más intensa cuando más elevada es la temperatura del emisor. La energía radiante emitida por un cuerpo a temperatura ambiente es escasa y corresponde a longitudes de onda superiores a las de la luz visible (es decir, de menor frecuencia y por lo tanto invisibles). Al elevar la temperatura, como ocurre en last estrellas, no sólo aumenta la energía emitida sino que lo hace a longitudes de onda más cortas; a esto se debe el cambio de color de un cuerpo cuando se calienta. •
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Los objetos con una mayor temperatura emiten la mayoría de su radiación en longitudes de onda más cortas; por lo tanto parecerán ser más azules . Los objetos con menor temperatura emiten la mayoría de su radiación en longitudes de onda más largas; por lo tanto parecerán ser más rojos . Además, en cualquiera de las longitudes de onda, el objeto más caliente irradia más (es más luminoso) que el de menor temperatura. Distribución Espectral de la energía radiada a partir de estrellas y otros objetos celestes a diferentes temperaturas El espectro de emisión del Sol. El Sol emite la mayor parte de su energía en la región de la luz visible y en el infrarrojo; también es considerable su emisión en el ultravioleta cercano. La emisión en longitudes de onda menores que el ultravioleta o mayores que el infrarrojo es sumamente pequeña en condiciones normales. Conociendo el valor de longitud de onda para el cual es máxima la emisión de luz de una estrella, podemos conocer su temperatura superficial. VENTANAS ATMOSFÉRICAS DEL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO: Las radiaciones que pueden atravesar la atmosfera son las ventana de la atmosfera. El Universo emite luz en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético, pero la mayoría de esta luz no nos llega a la superficie de la Tierra porque es bloqueada por nuestra atmósfera. Este es el caso de los rayos‐X, los rayos‐gamma y el ultravioleta, que de llegar a la superficie terrestre harían imposible la 8
existencia de vida en la Tierra. La atmósfera bloquea también la mayor parte de la luz infrarroja, así como las ondas radio menos energéticas. Por otra parte, la atmósfera permite la transmisión de la luz visible, de la mayoría de las ondas radio y del cercano infrarrojo, haciendo posible que los astrónomos puedan, desde la superficie de la Tierra, ver el Universo a esas longitudes de onda. OBSERVATORIOS ESPACIALES Un observatorio espacial , también conocido como telescopio espacial , es un [satélite artificial] o [sonda espacial] que se utiliza para la observación de [planeta] s, [estrella] s, [galaxia] s y otros [cuerpos celestes] de forma similar a un [telescopio] en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos. Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son: •
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Un telescopio en el espacio no sufre la [contaminación lumínica] producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire. La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como [aberración óptica] . La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de [óptica adaptativa] , como en el [Very Large Telescope] , pero son complejos y no solucionan el problema completamente Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre ESPECTROS DE EMISIÓN Y DE ABSORCIÓN LOS ESPECTROS DE EMISIÓN: 9
Todos los cuerpos emiten energía a ciertas temperaturas. El espectro de la radiación energética emitida es su espectro de emisión. Todos los cuerpos no tienen el mismo espectro de emisión. Esto es, hay cuerpos que emiten en el infrarrojo, por ejemplo, y otros cuerpos no. En realidad, cada uno de los elementos químicos tiene su propio espectro de emisión. Y esto sirve para identificarlo y conocer de su existencia en objetos lejanos, inaccesibles para nosotros, como son las estrellas. Así, el sodio tiene su característico espectro de emisión, lo mismo que el calcio, o que el hidrogeno, etc.. Algunos ejemplos de espectros de emisión: Diremos que el hidrógeno emite, dentro del visible, en una cierta longitud de onda del naranja (6560 A), en otra del azul (4858 A), otra del añil (4337 A) y otra del violeta (4098 A). ESPECTROS DE ABSORCIÓN Y también los cuerpos absorben radiación emitida desde otros cuerpos, eliminando del espectro de radiación que reciben aquellas bandas absorbidas, que quedan de color negro. Son lo que se llaman rayas negras o simplemente rayas del espectro. 10
También ocurre con la absorciòn, que unos cuerpos absorben la radiaciòn de unas determinadas longitudes de onda y no absorben la radiación de otras longitudes de onda, por lo que cada cuerpo, cada elemento químico en realidad, tiene su propio espectro de absorción, correspondiéndose con su espectro de emisión, cual si fuera el negativo con el positivo de una película. Algunos ejemplos de espectros de absorción: El hidrógeno, pues, absorbe radiación en las mismas bandas en las que la emite, es decir, absorbe en una cierta longitud de onda del naranja, en otra longitud de onda del azul, en otra del añil y en otra del violeta. COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO Entre los más importantes logros de la Astrofísica y de la espectroastronomía, debe incluirse el descubrimiento de que los elementos químicos que constituyen los diversos cuerpos celestes y su abundancia relativa, son prácticamente iguales en todo el Universo. 11
A este resultado se ha llegado tanto por medio del análisis indirecto de estrellas y galaxias lejanas con los métodos de la Espectroscopia, como a través del análisis químico directo de rocas terrestres, de meteoritos y de rocas lunares. EJEMPLO: LA COMPOSICIÓN DEL SOL El Espectro Solar:
Si analizamos mediante un espectroscopio la luz que nos llega del Sol observamos en el
espectro que no es completamente continuo, sino que aparecen ciertas rayas de absorción.
Indicándonos este hecho que la luz del sol ha atravesado gases que han absorbido las
longitudes de onda que a cada uno de ellos le es característica. Algunos de estos elementos
sabemos que no pueden existir en la atmósfera de nuestro planeta, por lo que hemos de
concluir que se encuentran en la atmósfera solar:
Se observa fácilmente, por tanto, la existencia de Sodio (las dos líneas amarillas), hidrógeno, etc.. El primero en describir las líneas oscuras del espectro solar fué Joseph Von Fraunhofer (17871826), por lo que se le denominaron "Líneas de Fraunhofer", aunque ya habian sido
descubiertas en 1802 por William H. Wollaston (1766-1828).
COMPOSICIÓN DEL UNIVERSO Al igual que como se ha explicado para el caso del sol, la luz de las estrellas, galaxias y otors cuerpos celestes, puede ser analizada y a partir del análisis espectral conocer la temperatura y composición del objeto observado. Desde el punto de vista cuantitativo, el elemento más abundante es el Hidrógeno (H) que representa, aproximadamente, el 83,9 por 100 de todos los átomos presentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra el Helio (He) con el 15,9 por 100. Todos los otros elementos cubren el restante 0,2 por 100. Habitualmente la abundancia de los elementos se expresa con relaciones de números de átomos. En el análisis de la composición química de la Tierra y de los meteoritos se elige con frecuencia, como elemento de referencia, el silicio; en el del Sol y de las estrellas en general, el hidrógeno. HIPÓTESIS SOBRE LA FORMA DE LA TIERRA: Al principio de la antigüedad clásica, la creencia generalizada consistía en que la Tierra era plana. Los filósofos griegos de ese periodo tenían tendencia a sacar conclusiones similares a las de Anaximandro, quien creía que la Tierra era un corto cilindro con una superficie plana y circular. Esta 12
idea, aparte de coincidir con lo que se observa, se veía reforzada por argumentos de sentido común como los siguientes: •
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No se puede observar de ninguna forma su curvatura Si la Tierra fuera redonda, al viajar hacia el Sur, la gente caería hacia abajo, al espacio A pesar de lo aplastante que puede ser la idea de que la Tierra es plana, a partir del siglo III antes de nuestra era, prácticamente todos los científicos aceptaban como hipótesis la forma esférica de la Tierra. Fue Pitágoras el primer geómetra en descubrir científicamente la forma esférica de la Tierra. También OBSERVACIONES PRIMITIVAS PARA CONFIRMAR LA ESFERICIDAD DE LA TIERRA Aristóteles presentó evidencias de la forma esférica de la Tierra mediante sus observaciones, apuntando que los viajeros que viajaban hacia el sur veían las constelaciones de ese hemisferio subir su posición en el horizonte. Eso sólo es posible si dicho horizonte se encuentra formando un ángulo con respecto al horizonte de alguien ubicado más al norte. Por lo tanto, la forma de la Tierra no podía ser plana. Todas las culturas antiguas consideraban inicialmente que la Tierra es plana, pero los científicos observaron: •
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Los viajeros que han llegado a lugares meridionales ven estrellas que no se ven en Grecia, y al revés. Esto indica que su horizonte y el nuestro no son paralelos, lo cual sólo es posible si la superficie de la Tierra es curva. La sombra de la Tierra sobre la Luna en un eclipse lunar es siempre redonda. Si la sombra de un objeto es siempre redonda, independientemente de la dirección desde la que se proyecta, este objeto debe ser una esfera. Cuando un barco se acerca a la costa, lo primero que se ve de él es el extremo superior del mástil, y los marineros ven primero el pico de las montañas de la costa. Esto indica que la superficie es convexa; puesto que el efecto es igual en todas direcciones y en todos los puertos, la superficie debe ser esférica Sin embargo era sólo eso, una hipótesis que tuvo que esperar casi 2000 años hasta que fue demostrada experimentalmente. EXPERIMENTO SOBRE LA FORMA DE LA TIERRA Y OBSERVACIONES En el año 1870 el periódico inglés "The Field" publicase un par de cartas en las que un hombre llamado Jonh Hampden ofrecía un premio de 500 Libras esterlinas quién fuese capaz de demostrar que la tierra no era plana. 13
Hampden afirmaba que la tierra era plana como una mesa, y que nadie sería capaz de demostrar lo contrario y embolsarse el premio. Nada menos que Alfred Russel Wallace, el hombre que que descubrió la misma teoría de la evolución que Darwin de forma independiente, que era un más que competente geólogo, biólogo y geógrafo (En aquellos tiempos, a eso se le llamaba "Naturalista") y que había pasado años en las antípodas cuya posibilidad física negaba Hampden. Se había lanzado un desafío y alguien lo había aceptado. Faltaba determinar un lugar para el "duelo", pactar unas normas, y elegir unos "padrinos". El lugar fue El Old Bedford River es, en realidad, un canal artificial construido dentro de un sistema mayor para drenar una zona pantanosa de los condados de Cambridgeshire, Lincolnshire y Norfolk, al este de Inglaterra. Su trazado recto y su cauce lento y tranquilo lo hacían perfecto para el experimento y que consistió en lo siguiente: Sobre uno de los puentes del Old Bedford River, y a una altura cuidadosamente medida sobre la superficie del agua (13 pies y cuatro pulgadas, unos 4.06 metros) se colocaba un "blanco". A seis millas de distancia (unos 9.66 km), y a la misma altura, se situaba un telescopio apuntando a ese blanco. Justo a mitad de camino y a la misma altura estaba situada una "diana". Si la tierra resultaba ser plana, las dos marcas y el telescopio deberían estar alineadas (y la más cercana taparía la visión de la del puente). Si la superficie de la tierra era efectivamente curva, la diana central debería aparecer, vista desde el telescopio, más alta que la del puente. Luego se reunieron junto al Old Bedford River John Hampden, Alfred Wallace, William Carpenter (testigo por parte de Hampden), M. W. B. Coulcher (testigo por parte de Wallace) y J. H. Walsh, editor del periódico "The Field" y árbitro acordado para el desafío. El resultado del experimento fue el predecible: La diana central aparecía elevada sobre la visual telescopio­puente unos cinco pies y medio (1.68 m.), dándole la razón a Wallace. Durante los años siguientes, un furioso Hampden acosaría a Wallace y su familia a través de todos los medios, incluidos los legales, acusándole de hacer trampas. La primera prueba directa de que la Tierra es una esfera fue el viaje de vuelta al mundo iniciado por Magallanes y terminado por Juan Sebastián Elcano en 1522, después de una travesía de tres años. SISTEMA GEOCÉNTRICO Y HELIOCÉNTRICO ¿QUÉ TIENEN QUE EXPLICAR? El Sol y la Luna parecían moverse de una forma más o menos regular, a lo largo del fondo de estrellas que forman el zodiaco, avanzando siempre de oeste a este, pero los cinco planetas conocidos desde la actualidad, viajaban de una forma más irregular. Así el resto de los planetas se desplazan a lo largo del zodíaco de oeste a este, pero dicho movimiento se ve interrumpido durante breves intervalos por un movimiento retrógrado de este a oeste. Fotografías de Marte, apuntando a la misma dirección del espacio, con intervalos de tiempo de un día El retroceso va precedido de una pérdida en la velocidad de avance hasta pararse (planeta estacionario); luego, retrocede hasta alcanzar otra vez una posición estacionaría y reemprende el movimiento normal de oeste a este. 14
Mediante una observación cuidadosa los antiguos observaron que los periodos entre las retrogradaciones o periodo sinódico y aunque variaban eran por término medio 116 días, para Mercurio; 584 para Venus; 780 días para Marte; 399 para Júpiter y 378 para Saturno. CÓMO EXPLICA LA RETROGRADACIÓN EL MODELO GEOCÉNTRICO En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el modelo, la Tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella. Para poder explicar los movimientos retrógrados de los planetas exteriores, lo mismo que el movimiento oscilatorio próximo al Sol de los planetas interiores, el sistema ptolemaico estableció la existencia de círculos menores alrededor de ciertos puntos del circulo deferente del planeta, que se denominaron epiciclos. La concepción Ptolemaica del cosmos implicaba postular la existencia de epiciclos sobre círculos deferentes
CÓMO EXPLICA LA RETROGRADACIÓN EL SISTEMA HELIOCÉNTRICO La teoría heliocéntrica fue propuesta por Nicolás Copérnico (1473‐ 1543), el cual afirmó que la tierra y los demás planetas giraban en torno a un sol estacionario. Esta publicación marcó el comienzo de una revolución en astronomía, al indicar la falsedad de la teoría geocéntrica de Claudio Tolomeo. Copérnico adoptó la idea de una Tierra en movimiento para resolver el problema planetario que, según opinaba, no estaba satisfactoriamente resuelto, además de que los cálculos de las órbitas de los planetas eran más sencillos. En el sistema heliocéntrico resultaba mucho más sencillo realizar el cálculo correcto de las posiciones planetarias, y por ello Copérnico no dudó en romper con una tradición de más de 2000 años de una Tierra en reposo 15
HIPÓTESIS FUNDAMENTALES EN LA TEORÍA DE COPÉRNICO: Postulados •
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No existe ningún centro de gravedad de todos los círculos o esferas celestes El centro de la tierra no es el centro del universo, sino tan sólo de gravedad y de la esfera lunar. Todas las esferas giran alrededor del sol como de su punto medio y, por lo tanto, el sol es el centro del universo. La razón entre la distancia de la tierra al sol y la altura del firmamento es a tal punto menor que la razón entre el radio de la tierra y la distancia de ésta al sol, que la distancia de la tierra al sol es imperceptible, si se le compara con la altura del firmamento. Todo movimiento aparente que se percibe en los cielos proviene del movimiento de la tierra, y no de algún movimiento del firmamento, cualquiera que fuere. Lo que nos parece movimiento del sol no proviene del movimiento de éste, sino del movimiento de la tierra y de nuestra esfera, junto con la cual giramos en derredor del sol, lo mismo que cualquier otro planeta. El movimiento aparentemente directo y retrógrado de los planetas no proviene del movimiento suyo, sino del de la tierra. Por consiguiente, el movimiento de la tierra por sí solo para explicar las aparentes anomalías de los cielos. EL SISTEMA DE COPÉRNICO Y SU INFLUENCIA La teoría de Copérnico establecía que la Tierra giraba sobre sí misma una vez al día, y que una vez al año daba una vuelta completa alrededor del Sol. Además afirmaba que la Tierra, en su movimiento rotatorio, se inclinaba sobre su eje. Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas. En principio no se prestó mucha atención al sistema de Copérnico (heliocéntrico) hasta que Galileo descubrió pruebas sobre el movimiento de la Tierra cuando se inventó el telescopio en Holanda Las aportaciones de Copérnico supusieron un cambio radical y un nuevo impulso para una ciencia que estaba dormida. Una de ellas, era el nuevo orden de alineación de los planetas según sus periodos de rotación. A diferencia de la teoría de Tolomeo, Copérnico vio que cuanto mayor era el radio de la órbita de un planeta, más tiempo tardaba en dar una vuelta completa alrededor del Sol. Pero en el siglo XVI, la idea de que la Tierra se movía no era fácil de aceptar y, aunque parte de su teoría fue admitida, la base principal fue rechazada. Entre 1543 y 1600 Copérnico contó con muy pocos seguidores. Fue objeto de numerosas críticas, en especial de la Iglesia, por negar que la Tierra fuera el centro del Universo. La mayoría de sus seguidores servían a la corte de reyes, príncipes y emperadores. Los más importantes fueron Galileo y 16
el astrónomo alemán Johannes Kepler, que a menudo discutían sobre sus respectivas interpretaciones de la teoría de Copérnico. En el siglo XVII, con el auge de las teorías de Isaac Newton sobre la fuerza de la gravedad, la mayoría de los pensadores en Gran Bretaña, Francia, Países Bajos y Dinamarca aceptaron a Copérnico. Los filósofos puros de otros países de Europa mantuvieron duras posturas contra él durante otro siglo más. OBJECIONES AL MODELO COPERNICANO Desde el punto de vista astronómico, tan aceptable era en principio el modelo copernicano como el tolemaico pues ambos explicaban los mismos fenómenos casi con la misma precisión cuantitativa. Sin embargo existían una serie de objeciones al movimiento de la Tierra: •
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‐ Si la Tierra se mueve, ha de hacerlo con una velocidad muy grande, ¿por qué no lo notamos? ‐ Si la Tierra rota, ¿por qué la fuerza centrífuga no hace salir despedidos a los objetos que se hallan en su superficie? ‐ ¿Por qué en su traslación no pierde la atmósfera? ‐ ¿Por qué no vemos a los pájaros y las nubes quedarse atrás en su vuelo por no poder seguir a velocidad tan enorme? ‐ ¿Por qué vemos caer los cuerpos verticalmente y no oblicuamente?. ¿Por qué un hombre que da un salto vuelve a caer sobre el punto de partida? ‐ ¿Por qué siendo la Tierra un cuerpo pesado no se precipita hacia el Sol que ocupa ahora el centro Del mundo? APORTACIONES DE TYCHO BRAHE El observador más importante del siglo XVI fue Ticho Brahe, quien tenía el don de la observación y el dinero para construir los equipos más avanzados y precisos de su época. Desde 1580 hasta 1597, Tycho observó el Sol, la Luna y los planetas en su observatorio situado en una isla cercana a Copenhague y después en Alemania. Sus observaciones, que eran las más exactas disponibles, darían después de fallecido las herramientas para que se pudieran determinar las leyes del movimiento celeste, dadas por su ayudante y uno de los más grandes científicos de la historia: Johannes Kepler. APORTACIONES DE KEPLER: La principal aportación de http://www.artehistoria.jcyl.es/historia/contextos/1891.htm Kepler al mundo científico consiste en la formulación de las leyes que rigen las órbitas planetarias. (Estudió las observaciones del planeta Marte hechas por Tycho Brahe, llegando a deducir la forma de su órbita. Después de innumerables tanteos y de interminables cálculos realizados durante muchos años, llegó a deducir sus famosas tres leyes.) Las tres leyes son leyes empíricas, nacidas de la observación y solo se ha tenido en cuenta para formularlas los datos experimentales. Es cierto que ello no es ciertamente nuevo, ya que en Física este método ha permitido formular otras. Sin embargo en la época en que se plantea sí lo es. 17
LEYES DE KEPLER Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para explicar el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue: Primera Ley: Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los focos. Segunda Ley: El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales. La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, por su velocidad y por su distancia al centro del Sol. Tercera Ley: Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol. donde, P es el periodo orbital, r la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad. Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna. UNIDADES PARA MEDIR DISTANCIAS EN EL UNIVERSO Medir el Universo es complicado. A menudo no sirven las unidades habituales. Las distancias, el tiempo y las fuerzas son enormes y, como es evidente, no se pueden medir directamente. Unidades: •
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Unidad astronómica‐ Distancia media entre la Tierra y el Sol. No se utiliza fuera del Sistema Solar. Año luz‐ Distancia que recorre la luz en un año. Si una estrella está a 10 años luz, la vemos tal como era hace 10 años. Es la más práctica Pársec (paralaje‐segundo)‐ Distancia de un cuerpo que tiene una paralaje de 2segundos de arco. TAMAÑO DEL UNIVERSO PRIMERAS MEDIDAS DE LA TIERRA La primera medida correcta del radio de la Tierra la llevó a cabo Eratóstenes de Cirene (284 -196 a. C.),
que hacia el año 240 a. C. llegó a ser el director de la Biblioteca de Alejandría, el mayor centro de
investigación de la época.
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Para medir el radio de la Tierra, Eratóstenes se sirvió de la observación de que el tamaño de las
sombras que proyectaban los objetos variaba en diferentes latitudes.
Él sabía que en Siena (actual ciudad de Asuán y situada muy próxima al trópico de Cáncer) a mediodía
del día 21 de junio se podían ver iluminados los fondos de los pozos y que, lógicamente, los edificios no
proyectaban sombra. Es decir, el Sol se encontraba exactamente en la vertical de Siena. En cambio,
ese mismo día, en Alejandría, situada más al Norte, un mástil clavado en el suelo proyectaba una
sombra apreciable. Inmediatamente determinó el ángulo que formaban los rayos del Sol con la vertical,
que resultó ser de 7,2º.
Entonces comprobó que la dirección de la línea recta que unía ambas ciudades coincidía prácticamente
con la dirección Norte-Sur (es decir, que estaban sobre el mismo meridiano) y mandó determinar la
distancia entre ambas ciudades por el sencillo procedimiento de contar los pasos, bien calibrados, que
un caminante debía dar para desplazarse de una ciudad a otra.
Esta distancia resultó ser de unos 800 kilómetros (unos 5000 estadios egipcios, en Alejandría).
Varias podían ser las razones por las que ocurría este extraño fenómeno:
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Porque la Tierra fuese plana y el Sol se encontrara muy cerca de la Tierra, justamente en la vertical de Siena y desviado 7,1 grados de la vertical de Alejandría, como se ilustra en el esquema. Pero en este caso la distancia al Sol sería de unos 6000 kilómetros, como podía deducirse sin más que prolongar las dos líneas que definen las direcciones de los rayos de sol. Porque la Tierra fuese esférica y el Sol se encontrara muy alejado de la Tierra, de manera que los rayos que llegaban a Siena y a Alejandría se podían considerar paralelos. En ese caso las sombras de los objetos situados en ambas ciudades y perpendiculares al suelo no
podrían ser paralelos. Tenían que formar un ángulo de 7,1 grados uno respecto al otro (como en la
figura adjunta).
Con este modelo de Tierra se podía calcular muy fácilmente su radio por una simple proporción. Si a un
ángulo de 7,2º le corresponde un arco de 800 Km , a 360º le corresponderá una longitud de 800 por
(360/7,2), es decir de 40.000 Km.
Y utilizando la conocida fórmula de la longitud de la circunferencia: C=2•π•R , se obtiene la longitud del
radio de la Tierra, aproximadamente 6.400 Km. (exactamente 6366 km.)
Milagrosamente la medida de Eratóstenes resultó ser bastante acertada. Las mediciones más modernas
dan la cifra de 40.074 kilómetros para la longitud de la circunferencia y 6.378 kilómetros para el radio.
PRIMERAS MEDIDAS DEL TAMAÑO DE LA LUNA La primera medida del tamaño de la Luna y la distancia a la que se encuentra de nosotros la llevó a cabo Hiparco de Nicea, hacia el año 150 a. C. Para 19
ello utilizó el método que había ideado Aristarco de Samos unos ciento veinte años antes, cuando aún no se había determinado el tamaño de la Tierra. Se sabía que los eclipses de Luna se producen porque la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna. De esta manera la sombra de la Tierra proyectada sobre la superficie de la Luna va avanzando hasta que la cubre completamente. Hiparco, siguiendo el método de Aristarco, dibujó la silueta de la Luna y de la sombra de la Tierra en varias fases del eclipse. Suponiendo que el Sol se encontraba muy alejado de la Tierra y de la Luna, la sombra proyectada de la Tierra tenía exactamente el mismo tamaño que la Tierra, de la misma manera que las sombras chinescas mantienen exactamente el tamaño de las 6.400 Km
manos. Una vez pasado el eclipse Hiparco completó los círculos que correspondían a las sombras y midió la relación de radios entre los círculos que correspondían a la silueta de la Luna y a la sombra de la Tierra. Llegó a la conclusión de que la relación entre ambos radios era: Radio Tierra / Radio Luna = 3,7 con lo que el radio de la Luna resultaba ser de 1.720 kilómetros, valor muy aproximado al que se maneja en la actualidad. PRIMERAS MEDIDAS DE LA DISTANCIA DE LA TIERRA A LA LUNA Una vez conocido el tamaño real de la Luna, es fácil calcular la distancia a la que se encuentra de la tierra a partir del ángulo con que se ven los bordes más separados de la circunferencia que la limita. Este ángulo es de 0,51º. Entonces la forma de calcularla es la siguiente proporción: Si al diámetro de la luna (3440 Km) le corresponden 0,51 grados, a la longitud de la órbita lunar (2·π·R) le corresponderán 360º. El radio R de la órbita es la distancia entre la Luna y la Tierra.
Esa distancia resultó ser de 379.000 kilómetros, lo que constituye una estimación magnífica de la realidad. PRIMERAS MEDIDAS DE LA TIERRA AL SOL El siguiente paso en el programa griego de investigación en astronomía contemplaba la determinación de la distancia de la Tierra al Sol. Fue también Aristarco el que realizó la primera medida. 20
Se dio cuenta de que cuando la Luna estaba iluminada justamente a la mitad del círculo, es decir en el primer o último cuarto, el Sol, la Luna y la Tierra formaban un triángulo rectángulo con el ángulo recto situado en la Luna. Como se conocía la distancia Tierra‐Luna, midiendo el ángulo que forman la recta Tierra‐
Luna (un cateto) y la recta Tierra‐Sol (la hipotenusa) pudo calcular la distancia Tierra‐
Sol. Midió un ángulo de 87º y una distancia Tierra‐
Sol de unas veinte veces la distancia Tierra–
Luna, es decir, 7.580.000 Kms, que es, a su vez, unas veinte veces menor que la distancia real que hoy sabemos: 150 millones de Kms. El error estribaba en la dificultad que tenían para medir ángulos en aquella época (a ojo prácticamente). El ángulo real es de 89º51’. Así pues, y a pesar del error de cálculo, Aristarco alejó todavía mucho más la esfera de las estrellas fijas. De esta forma, recordando el modelo de Universo de los griegos con varias esferas por encima de la del Sol, concluimos que para los griegos del siglo II a.C., las estrellas fijas se encontraban en una esfera gigantesca de muchos millones de kilómetros de diámetro. MEDIDAS MÁS ALLÁ DEL SISTEMA SOLAR CONCEPTOS PREVIOS: MAGNITUD ESTELAR Los objetos astronómicos, ya sean astros con luz propia, o bien astros que reflejan la luz que reciben de otros astros, emiten luminosidad o brillo que recibimos al observarlos provocando en nosotros la sensación de "mayor o menor magnitud". El mayor o menor brillo se puede deber a diferentes factores, como el tamaño del objeto, la distancia a la que se encuentra de nosotros, la potencia de los procesos de combustión o desintegración nuclear si es un astro con luz propia, la estructura o composición del objeto si se trata de un astro que refleja la luz, etc. Desde Hiparco se admite que las estrellas más brillantes se indiquen con el número uno, y las que están ya en el límite de la visibilidad, a simple vista, con el número 6. (En las magnitudes, los números más grandes corresponden a los objetos más débiles y los números más pequeños, a los objetos más brillantes; los objetos más brillantes de todos tienen magnitudes negativas.) •
La magnitud aparente (m) de una estrella, planeta o de otro cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente; es decir, la cantidad de luz que se recibe del objeto 21
•
La magnitud absoluta (M) es la magnitud aparente, m, que tendría un objeto si estuviera a una distancia fija de nosotros. Una estrella con M grande, si se encuentra a mucha distancia la podemos observar con una m pequeña; por el contrario una estrella de brillo débil, si está cerca puede aparecer con una magnitud aparente alta. Si se conoce la magnitud aparente y la magnitud absoluta de un cuerpo celeste, se puede conocer la distancia mediante la relación9:(Fórmula 1) d= 10(1 + 0,2*(m – M) + 0.141) MÉTODOS DE MEDIDA Los métodos de medida de distancias en el universo se clasifican en galácticos y extragalácticos. Y a su vez, dentro de los extragalácticos (los que nos sirven para medir distancias más allá de nuestra galaxia), subdividirlos entre primarios y secundarios. MÉTODOS GALÁCTICOS Son los utilizados para medir distancias dentro de nuestra galaxia, cosmológicamente hablando distancias muy cortas. Foto del firmamento en julio
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Foto del firmamento en julio
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Foto del firmamento en enero
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MÉTODOS EXTRAGALÁCTICOS Foto del firmamento en enero
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Estrella lejanas
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Método del paralaje. Espectroscopia estelar. L
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Estrella lejanas
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Primarios Son los métodos que pueden calibrarse a partir de observaciones en nuestra galaxia o a partir de consideraciones teóricas. •
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‐Estrellas cefeidas ‐Supernovas Secundarios Tierra en enero
Tierra en
julio
Sol
Hipparcos (The High Precision Parallax Collecting Satellite) fue un satélite astrométrico lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA) y dedicado a medir el paralaje y los movimientos propios de más de 2.5 millones de estrellas a menos de 150 pc de la Tierra. Los resultados se publicaron en forma de un catálogo estelar conocido como Catálogo Tycho. El proyecto Hipparcos fue propuesto en 1980. Fue lanzado por un cohete Ariane 4 el 18 de agosto de 1989. La misión se dio por concluida el 17 de agosto de 1993. Tierra en
julio
Tierra en enero
Sol
métodos primarios. •
‐Método de Tully‐Fisher MÉTODO DEL PARALAJE Es un fenómeno que consiste en el desplazamiento aparente de una estrella cercana sobre el fondo de otras estrellas más lejanas, a medida que la Tierra se mueve a lo largo de su órbita alrededor del Sol. Hay un modo muy sencillo de comprender prácticamente qué es el paralaje: 9 La distancia aparece medida en Parsecs Son métodos cuya calibración se hace a partir de galaxias del grupo Local y otros grupos cercanos, cuyas distancias se han conocido a partir de los 22
basta con tener el dedo índice de la mano recto delante de los ojos y cerrar alternativamente una vez el ojo derecho y otra el izquierdo; se tendrá entonces la neta sensación de que nuestro dedo se desplaza con respecto a los objetos que están en el fondo. Un fenómeno idéntico se produce cuando medimos la posición de una estrella cercana en dos momentos del año, a seis meses de distancia el uno del otro, es decir, cuando la Tierra se encuentra en los dos extremos opuestos de su órbita. Conocida la línea de base (el diámetro de la órbita terrestre) y el ángulo determinado por el desplazamiento aparente, es fácil conocer la distancia del objeto observado, aplicando una fórmula elemental de trigonometría. El método de medida de las distancias astronómicas por medio del paralaje es aplicable solamente a estrellas relativamente próximas, hasta algunos centenares de años luz. MÉTODO DE ESPECTROSCOPÍA ESTELAR Cada estrella tiene un color debido a su temperatura superficial. A cada color de estrella (temperatura) corresponde un brillo intrínseco determinado dependiendo del tipo de estrella de que se trate, algo que podemos conocer gracias a la espectroscopia. Una vez que sabemos, gracias a la paralaje, lo que debería de brillar ese tipo de estrella (magnitud absoluta) y lo que realmente brilla (magnitud aparente), es fácil saber a qué distancia está, ya que el brillo disminuye con la inversa de la distancia al cuadrado. (Dos bombillas, una de 100 vatios y otras de 25 vatios, parecen brillar lo mismo si la de 100 vatios está el doble de lejos que la de 25.) Las magnitudes absolutas correspondientes a cada tipo espectral han sido determinadas por el método del paralaje. Una vez calibrado, este método es aplicable hasta las nubes de Magallanes, que están a unos 170.000 años‐
luz Ejemplo. Si observamos con el telescopio el color de la estrella Altair (ver diagrama) observamos que tiene el mismo color que un cuerpo incandescente a 9500K, correspondiéndole una Magnitud absoluta de 2,25. Al estar a una distancia considerable, nosotros la observamos con una magnitud aparente de 0,77. Si aplicamos la fórmula (1) hallaremos una distancia de 5,05 parsecs METODO DE CEFEIDAS Este método primario de medir distancias lo encontró Henrietta Leavitt en 1914. Esta astrónoma se dio cuenta de que había unas estrellas variables que seguían una regla: a mayor velocidad de variación del brillo, menor magnitud absoluta de la estrella. La estrella más famosa de este tipo está en la constelación de Cefeo (la estrella de cuarta magnitud ä ‐delta‐) y por eso el método recibe ese nombre. Las cefeidas son estrellas jóvenes, hasta 10.000 veces más brillantes que el Sol, que se contraen y dilatan de forma regular, lo que hace que su luminosidad varíe a lo largo del tiempo, ya que el brillo de la estrella es proporcional a su área superficial. Es un método muy fiable porque el 23
comportamiento teórico de ese tipo de estrellas variables se conoce muy bien. Al ser muy luminosas son fáciles de reconocer en otras galaxias. La expresión encontrada que relaciona la Magnitud absoluta con el periodo (en días) es: De nuevo, en cuanto conocemos la magnitud absoluta que debe de tener la estrella, podemos saber a qué distancia está al observar la magnitud aparente. Se calibra a partir de otros métodos y es aplicable hasta 100 millones de años‐luz (algo más allá del Grupo Local de galaxias). Aunque el margen de error es del 15%, es uno de los pilares de las distancias en astronomía. Ejemplo: la estrella delta cephei presenta un periodo de oscilación (ver gráfica) de 5,37 días. Aplicando la fórmula anterior, su Magnitud absoluta debería ser (­3,47). La magnitud aparente de Delta oscila de 3,5 a 4,4, teniendo un valor promedio de 3.71. Aplicando la fórmula (1) obtenemos una distancia de 273 parsecs. MÉTODO DE SUPERNOVAS La estrellas enanas blancas en sistemas binarios “roban” materia de la compañera y aumenta su masa hasta una cantidad en la que la estrella explota como supernova de tipo Ia (léase: uno a). Estas supernovas tienen un espectro similar y siempre alcanzan la misma magnitud absoluta en el máximo de brillo (‐20,75), por lo que son luces estándar perfectas. Esa luminosidad rivaliza con la de la galaxia donde está, por lo que puede verse a grandes distancias Aunque la muerte de una estrella como supernova es un fenómeno poco frecuente (unas cinco por siglo en una galaxia masiva), hay tantas galaxias, que se detecta, en promedio, una supernova cada semana. Aunque no es un método muy preciso permite llegar a distancias de hasta 5.000 millones de años. SN 1987A fue una supernova que tuvo lugar en las afueras de la Nebulosa de la Tarántula. La luz de la supernova llegó a la Tierra el 23 de febrero de 1987. Como fue la primera supernova descubierta en 1987, fue designada "1987A". Su brillo alcanzó su punto máximo en mayo con una magnitud aparente de alrededor de 3, disminuyendo lentamente en los meses siguientes. Fue la primera oportunidad para que los astrónomos modernos pudieran ver de cerca una supernova. Conociendo la magnitud absoluta de las supernovas (­20,75) y la que realmente mostró o aparente (3), se pude calcular una distancia de 562.000 parsecs. LA VELOCIDAD DE LA LUZ La velocidad de la luz es aproximadamente 300.000 km/s. ¿Quién y cómo se dio cuenta por primera vez que la luz tiene una velocidad finita pero muy grande? En nuestra vida cotidiana consideramos que la luz es instantánea, o sea, tiene velocidad infinita. Ya Galileo intentó medir la velocidad de la luz haciendo que dos hombres con linternas se subieran a dos montañas separadas por un par de kilómetros. El experimento de Galileo consistió en hacer que uno de ellos destapara una luz y que en respuesta, el segundo, al ver esa luz, destapara otra suya que iría de regreso al primero. Galileo quería ver si era posible medir el tiempo transcurrido entre que la primera emisión y la llegada de la segunda señal. El no lo sabía pero necesitaba ser capaz de medir un lapso de tiempo de alrededor de una cienmilésima de segundo, que es el tiempo que tardaba la luz en hacer el viaje de ida y vuelta entre las dos montañas. Además sucedía otra cosa que no podían explicar y es que si aumentaba la distancia entre las montañas los tiempos eran los mismos. Para medir con algo de rigor la velocidad de la luz tuvieron que juntarse tres factores: •
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El telescopio, Las lunas de Júpiter Una medición precisa del tiempo Cuando Galileo dirigió su telescopio a Júpiter se dio cuenta que tenía 4 satélites. Observó que esos satélites aparecían y desaparecían con un determinado lapso de tiempo. Cada satélite tenía un 24
período diferente y buscaba una manera de hacer mediciones precisas para predecir el momento en que uno iba a hacerse visible o no. Necesitaba un reloj muy preciso y por aquella época no existía, así que no pudo hacer mucho más. Más adelante, en 1656 se empezó a trabajar con el reloj de muelle que se abre lentamente. Los primeros en sacarle provecho en el Observatorio de París fueron los astrónomos Jean Picard y Cassini. Cassini.midió los períodos de los 4 satélites. Era posible predecir cuándo se perderían de vista y cuándo reaparecerían por detrás del planeta. Aunque Cassini había hecho predicciones exactas no cuadraban completamente con las observaciones. Parece ser que en una mitad del año en los momentos en que la órbita de la Tierra se acercaba a Júpiter los eclipses de los satélites del mismo se adelantaban progresivamente hasta llegar a 8 minutos en el momento en que se alineaban Júpiter‐Tierra‐Sol (mayor acercamiento) y en la otra mitad de año en que la órbita de la Tierra se alejaba se retrasaban gradualmente hasta otros 8 minutos en el momento de la alineación Júpiter‐Sol‐Tierra (mayor alejamiento). El promedio global era correcto pero los adelantos y atrasos eran desconcertantes. En 1675 un astrónomo danés llamado Olaus Roemer se preguntó si era posible que la luz necesitara cierto tiempo para propagarse. Cuando la Tierra y Júpiter estuvieran en el mismo lado del Sol ambos planetas tendrían el mayor acercamiento posible pero si la Tierra estaba a un lado del Sol y Júpiter al otro la luz tendría que recorrer la distancia anterior más el diámetro de la órbita de la Tierra. Haciendo cálculos llegó a la conclusión que todo cuadraba perfectamente si la luz tardaba alrededor de 16 minutos para recorrer la órbita de la Tierra. Como por aquel entonces era un dato conocido, aunque no de forma muy exacta, pudo darse el gustazo de resolver el problema. Roemer obtuvo la cifra de c=312.000 Km/s La primera vez que pudo medirse la velocidad de la luz en un laboratorio fue en un experimento llevado a cabo por Armand‐
Hypolite‐Louis Fizeau. . La luz sale de la fuente y pasa por una de las rendijas del disco, se va a hacer un largo camino (del orden de 8 km) entre la cima de la colina de Surenes y MontMartre y vuelve para continuar e intentar pasar por la rendija del segundo disco. Los discos se mueven de forma solidaria a un eje. Si el eje está parado, la luz puede pasar por el primer disco pero encontrar que el segundo la detiene y viceversa. Pero si los hacemos girar lo suficientemente rápido habrá un momento en que la luz tarde lo justo como para que la ranura del disco haya recorrido el espacio suficiente y el rayo de luz pase limpiamente. Conociendo la distancia hacia el espejo, el número de dientes del engrane, y el índice de rotación, se podría calcular la velocidad de la luz. Fizeau reportó la velocidad de la luz como 313.000 km/s. Logró medir la velocidad de la luz con un 5% de error respecto la aceptada actualmente. El experimento anterior fue perfeccionado en 1850 por León Focault. 25
Albert Michelson tenía una especie de obsesión por la velocidad de la luz. Ya había recibido el premio Nobel por la exactitud de sus trabajos experimentales. Pues con 73 años de edad hizo que la luz efectuara un recorrido de ida y vuelta entre las cimas de las montañas Wilson y San Antonio en California utilizando espejos rotatorios para medir el tiempo que tardaba la luz en hacer un viaje redondo. Calculó su valor con una exactitud impresionante. Era 299.796 km/s con un error de 4 km/s cuyo margen en error experimental coincide con la aceptada actualmente que es de 299.792,5 km/s. MIRAR LEJOS, MIRAR AL PASADO La luz viaja a aproximadamente 300.000 km/s. Del universo estiman que tiene un diámetro de 156.000 millones de años luz. Esto significa que a la luz que emite una estrella en una punta del universo le cuesta 156.000 millones de años llegar al otro lado, por lo que cuando en dicho lado miren hacia la estrella, la estarán viendo como era hace 156.000 millones de años. De idéntico modo sucede en la tierra: como las distancias entre las estrellas, galaxias etc. es tan grande, a la luz, aunque viaja muy rápido, le cuesta mucho llegar. La luz del sol tarda unos 8 minutos en llegar a la Tierra. Es poco tiempo porque está relativamente cerca, pero la estrella más cercana que tenemos aparte del sol, Alfa Centauri, ya está a 4.3 años luz. La galaxia más lejana de la que se tiene noticia esta a 13.2 mil millones de años luz, es decir, la luz que nos llega hoy se emitió hace 13.2 mil millones de años. Así que las grandes distancias hacen que al mirar tan lejos veamos la luz que se emitió hace mucho tiempo. REACCIONES NUCLEARES. Este apartado es necesario para entender los conceptos posteriores de evolución estelar. Reacción nuclear: Son los procesos por los cuales se combinan o se fragmentan los núcleos de los átomos con la liberación o absorción de energía y de partículas, y la subsecuente formación de nuevos elementos. Entre los tipos más importantes de reacciones nucleares debemos citar: •
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Fisión: En este tipo de reacción, un núcleo pesado se rompe en, generalmente, dos fragmentos cuyos tamaños son del mismo orden de magnitud, lo que va acompañado de una emisión de neutrones y radiación gamma, con la liberación de una gran cantidad de energía. Fusión nuclear: Es una reacción entre dos núcleos de átomos ligeros en la que se produce un núcleo de un átomo más pesado, unido a la liberación de partículas elementales y de una gran cantidad de energía 26
FUSIÓN NUCLEAR En física, la fusión nuclear es el proceso mediante el cual dos núcleos atómicos se unen para formar uno de mayor peso atómico. El núcleo nuevo tiene una masa inferior a la masa de los dos núcleos que se han fusionado para formarlo. Esta diferencia de masa es liberada en forma de energía y está relacionada con la famosa ecuación de Einstein, E=mc2 Para que ocurra una reacción de fusión es necesario que los núcleos estén muy cerca el uno del otro de manera que las fuerzas nucleares sean relevantes y "peguen" los núcleos. La fuerza nuclear solo actúa en distancias pequeñísimas y tiene que contrarrestar a las fuerzas electrostáticas por la que los núcleos de carga positiva se repelen. Por estas razones, las fusiones ocurren más fácilmente en un ambiente de muy alta densidad y temperatura. Este ambiente se puede alcanzar en el interior de una estrella, donde la material se ve muy comprimida por el enorme peso de todos los materiales que tiene por encima En la Tierra, la fusión nuclear fue lograda por primera vez con la explosión de la bomba de Hidrógeno EVOLUCIÓN ESTELAR En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. GRAVEDAD:
La gravedad, denominada también fuerza gravitatoria, fuerza de gravedad, interacción gravitatoria o gravitación, es la fuerza teórica de atracción que experimentan entre sí los objetos con masa AGITACIÓN TÉRMICA: La agitación térmica es el movimiento caótico que tienen las moléculas, átomos o iones dependiendo de la temperatura y del estado de agregación. Por movimiento caótico se entiende un movimiento no ordenado, cada una se mueve en un sentido y constantemente están cambiando su dirección y sentido de movimiento. La dependencia con la temperatura es, a mayor temperatura, mayor agitación térmica y viceversa. Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios millardos de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad y en los años 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. PROTOESTRELLAS Y FORMACIÓN El proceso de la formación de una estrella se inicia cuando una nube de gas comienza a contraerse bajo su propia atracción gravitacional. Conforme se contrae, la energía potencial gravitatoria se convierte en energía térmica y la nube de gas se calienta.. Después de varios millones de años de esta lenta contracción, el centro de la nube de gas llega a ser lo suficientemente caliente y densa para que empiecen a ocurrir reacciones nucleares. El hidrógeno se convierte en helio, liberando considerable energía. En este punto la nube de gas se estabiliza. Energía Energía La energía irradiada desde la superficie se compensa ahora mediante la generación de energía nuclear, de modo que la nube no tiene que contraerse más para obtener la energía térmica necesaria para mantener la presión que exige su propia conservación. Ahora tenemos una estrella. 27
El diagrama de la izquierda representa un estado primitivo de la formación del Sol, cuando se contrajo hasta llegar a su tamaño actual. El gas que colapsaba calentó el núcleo del Sol hasta que comenzó la fusión nuclear del hidrógeno en helio. El diagrama de la derecha representa el estado actual de la evolución del Sol. No se contrae más porque el intenso calor del núcleo produce una presión hacia afuera que equilibra la fuerza de gravedad hacia dentro Una vez formada la estrella, ella entra en una larga fase estable que dura miles de millones de años, durante los cuales el hidrógeno es convertido en helio en el centro de la estrella. Nuestro Sol fue formado hace unos 4,5 miles de millones de años, y continuará en esta fase estable de evolución, durante otros cinco mil millones de años. GIGANTES ROJAS Al cabo del tiempo, se forma un núcleo de helio en el centro de la estrella. El hidrógeno sigue siendo fusionado en una capa fuera del núcleo de helio. Ahora el centro de helio de la estrella se encuentra en una situación muy parecida a la de la nube original de gas. Empieza a contraerse a causa de la fuerza de gravedad y se calienta. Esto hace que la combustión de hidrógeno en la capa exterior del centro continúe con mayor rapidez. Al ocurrir esto, las capas exteriores de la estrella se expanden y enfrían. La estrella se convierte en una gigante roja (roja por su baja temperatura superficial y gigante por la gran expansión de las capas exteriores).Nuestro Sol puede convertirse en una gigante roja dentro de unos 5 mil millones de años. A continuación, el centro de helio se vuelve tan caliente y denso que allí comienzan a ocurrir reacciones nucleares, convirtiéndose principalmente el helio en carbono y oxígeno. Se libera energía en este proceso y se estabiliza temporalmente la contracción del núcleo. ENANAS BLANCAS Si la estrella es pequeña, como nuestro sol, la gravedad no podrá provocar la fusión de más núcleos de carbono y oxígeno, ira perdiendo energía poco a poco, se enfriará convirtiéndose en una estrella denominada ·enena blanca” (enanas , porque están muy condensadas y de tamaño pequeño, y blancas porque la temperatura de su superficie es muy elevada cuando entran en esta fase). Ya no hay ninguna evolución posterior en las enanas blancas, sólo se van enfriando indefinidamente. Nuestro Sol terminará sus días como una enana blanca. EVOLUCIÓN DE ESTRELLAS MÁS MASIVAS QUE EL SOL Por otra parte si la masa es superior a 12 veces la masa del Sol, la estrella continuará colapsando gravitacionalmente y la evolución continuará. Habíamos quedado en un núcleo de carbono y oxígeno. Éste se contrae y calienta hasta que el carbono comienza a sufrir reacciones de fusión nuclear, produciendo neón y otros elementos. 28
A continuación se repite el modelo básico de la construcción de un centro, seguida de contracción y calentamiento, seguidos a su vez de nucleosíntesis de nuevos elementos. Al final, la configuración de la estrella será aproximadamente la siguiente: en el centro de la estrella habrá un núcleo gaseoso de hierro y níquel, rodeado por capas sucesivas de elementos más ligeros; la envoltura exterior de la estrella todavía estará constituida predominantemente por hidrógeno. Así pues, las estrellas de más de 10 M Sol atravesarán fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta. Capas de combustión en una estrella agonizante en sus últimos momentos antes del colapso final. Distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial <M>. La masa está expresada en masas solares (Msol = 1). Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal. Masa Inicial
Estado evolutivo final
M < 0,01
Planeta
0,01 < M < 0,08
Enana marrón
0,08 < M < 10
Enana blanca
10 < M < 40
Supernova + estrella de neutrones
En el cuadro adjunto se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1). Los restos gaseosos de una supernova se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo. El gas procedente de la explosión de la supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la 40 < M
Supernova + agujero negro
estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova. De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernova, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior. LO QUE QUEDA TRAS UNA SUPERNOVA. REMANENTES ESTELARES Después de la explosión de una supernova, lo que queda es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de diámetro, conformado por él núcleo modificado de la estrella original. Sin ninguna fuente de energía que luche contra el colapso gravitacional, estas estrellas muertas están comprimidas al máximo de lo que permite su masa. A tan elevadas densidades, la materia se halla en un estado que se denomina degenerado Los remanentes pueden ser estrellas de neutrones o agujeros negros. •
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explosionar como una supernova. Como su nombre indica, este tipo de estrellas está compuesto principalmente de neutrones. La masa original de la supernova debe ser mayor que 10 masas solares. Los protones y 29
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electrones de la materia se unen mediante una reacción para formar neutrones. Su densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000 toneladas Un agujero negro es una región del espacio‐tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula ni la energía, por ejemplo la luz, puede escapar de dicha región Se produce a partir de remanentes estelares de masa inicial mayor que 40 masas solares. Debido a su enorme poder de tracción gravitatoria, pueden absorber otras estrellas incluso galaxias enteras. GÉNESIS DE LOS ELEMENTOS: Desde el punto de vista cuantitativo, el elemento más abundante es el Hidrógeno (H) que representa, aproximadamente, el 83,9 por 100 de todos los átomos presentes en el Universo; en segundo lugar se encuentra el Helio (He) con el 15,9 por 100. Todos los otros elementos cubren el restante 0,2 por 100. La génesis de los elementos más pesados y raros, se explica admitiendo los procesos de transformación nuclear que se producen en el interior de las estrellas a partir de los elementos más livianos. DESCRIPCIÓN DEL SISTEMA SOLAR: El sistema solar es un sistema planetario de la galaxia la Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, el Brazo de Orión. A parte del sistema solar también se han descubierto más de mil sistemas planetarios orbitando alrededor de otras estrellas que parecen marcadamente diferentes al sistema solar. COMPONENTES DEL SISTEMA SOLAR •
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Sol. Estrella de tipo espectral G2 con un diámetro de 1.400.000 Km. Planetas. Divididos en interiores y exteriores. Describen trayectorias llamadas orbitas al girar alrededor del Sol, tienen la suficiente masa como para superar la fuerza de la gravedad y mantener una forma casi esférica. Además limpian la vecindad de su órbita de asteroides. Planetas enanos. que son aquellos demasiado pequeños para considerarlos planetas. Tiene suficiente masa para que su propia gravedad haya superado la fuerza de cuerpo rígido, de manera que adquiera forma casi esférica pero no ha limpiado la vecindad de su órbita. Entre ellos están Ceres, plutón y Eris. Satélites. Cuerpos mayores orbitando alrededor de los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna. Cuerpos menores: ƒ
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Asteroides o llamados también planetas menores que giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. A destacar el cinturón de asteroides, una región del Sistema Solar en la que se encuentran abundantes asteroides que no llegaron a formar nunca un planeta. Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables. Cometas. Objetos helados pequeños que se acercan y se alejan mucho del Sol. Las órbitas de los planetas son elipses, con el Sol en uno de sus focos (recordamos: la elipse tiene dos focos). Dichas órbitas están todas más o menos en el mismo plano (plano llamado elíptica y el mismo está definido por el plano de la órbita de la Tierra). Es el plano que contiene el recorrido de la Tierra alrededor del Sol. La elíptica está inclinada solo 7º del plano del ecuador del Sol. La órbita de Plutón es la más desviada con una inclinación de 17 grados sobre la misma. 30
Todos ellos orbitan en la misma dirección, en el sentido contra‐reloj mirándolo desde una posición por encima del polo norte de Sol (determinar el norte es arbitrario). CLASIFICACIÓN DE LOS PLANETAS EXTERIORES E INTERIORES Y SUS DIFERENCIAS: POR LA COMPOSICIÓN: Planetas rocosos o terrestres: Mercurio, Venus, Tierra y Marte: Algunas de las características principales de estos planetas son: •
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Todos tiene una densidad elevada (3‐5 g/cm³) Formados principalmente por materiales rocosos y metálicos. Estructura interna bien diferenciada. Un tamaño similar (pequeño en comparación con los exteriores). Superficies sólidas con los tres últimos poseyendo también una atmósfera. Giran lentamente sobre sí mismos (Mercurio 58 días, Venus 243 y 24 horas para la Tierra y Marte) Ningún anillo y pocos satélites o ninguno. Jovianos o planetas gaseosos: Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno: ‐ Sus características más importantes son: •
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De gran tamaño. Tienen densidades bajas. Son gaseosos, careciendo de superficie sólida. Urano y Neptuno poseen núcleos en estado líquido. Giran muy deprisa. Disponen de fuertes campos magnéticos. Poseen muchos satélites. Poseen sistemas de anillos a su alrededor. Están formados por profundas atmósferas de hidrógeno y helio . POR EL TAMAÑO: Planetas pequeños: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón: •
‐ los planetas pequeños tienen diámetros menores de 13.000 kilómetros, 31
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‐ Mercurio y Plutón a veces se los refiere como planetas menores (no deben ser confundidos con los planetoides, que reciben el término oficial de asteroides). Planetas gigantes: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno: •
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‐ los planetas gigantes tienen diámetros mayores de 48.000 Km, ‐ estos planetas se los refiere como los gigantes de gas. POR LA POSICIÓN RELATIVA AL SOL: •
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Planetas interiores: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Planetas exteriores: Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno. El Cinturón de Asteroides entre Marte y Júpiter forman el límite entre el sistema solar interior y el sistema solar exterior. La diferencia entre los planetas exteriores y los interiores, se debe a la posición que ocupan en el Sistema Solar. Los interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) son llamados así porque se sitúan entre el Sol y el Cinturón de Asteroides. Los exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, así como el recién degradado planetoide Plutón) son los que se encuentran después del Cinturón de Asteroides. POR LA POSICIÓN RELATIVA A LA TIERRA: Planetas interiores: Mercurio y Venus: •
‐ por ser más cercanos al Sol que la Tierra,‐ los planetas inferiores muestran "fases" como la Luna cuando son observados desde la Tierra. La Tierra. Planetas superiores: de Marte hasta Plutón: •
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‐ por ser más lejanos del Sol que la Tierra, ‐ los planetas superiores siempre aparecen llenos o casi llenos. POR LA HISTORIA: Planetas clásicos: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno: •
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‐ son conocidos desde tiempos prehistóricos, ‐ visible al ojo libre, sin ayuda de óptica. Planetas modernos: Urano, Neptuno, Plutón: •
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‐ descubierto en tiempos modernos, ‐ visibles únicamente con telescopios. FORMACIÓN DEL SISTEMA SOLAR: Qué debe explicar una teoría sobre el origen del sistema solar: El sistema solar tiene unas características que cualquier teoría debe de explicar: •
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El sol y todos los planetas giran en el mismo sentido: cuando se dan regularidades, cuando un hecho se repite, el científico debe pensar que no pasa x casualidad sino que existe causalidad, es decir que hay alguna razón que lo justifica. Las órbitas de los planetas son elipses: de muy poca excentricidad, es decir, su forma se aproxima a la de la circunferencia. Las órbitas de todos los planetas se sitúan en el mismo plano: llamado eclíptica, que coincide con el plano ecuatorial del sol. Los planetas interiores: son pequeños y densos. Los planetas exteriores: grandes y ligeros. 32
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Cráteres de impactos: todos los cuerpos celestes que son rocosos tiene numerosas depresiones (hendidura) que deja el impacto de un meteorito en la superficie de un cuerpo planetario. TEORÍA PLANETESIMAL: ¿Cómo pueden los científicos elaborar una teoría sobre algo que ocurrido hace 4600 años? Las dimensiones espaciales hacen imposible experimentar el proceso en el laboratorio. La formación de una estrella requiere millones de años, de manera que no es posible fijarse en una estrella en formación y seguir día a día su formación Los astrónomos estudian lugares de nuestra galaxia que se hallan en diversos momentos de evolución y con estos datos componen la secuencia de completa. Se cuenta con unos “testigos” de las fases iniciales de la formación del sistema solar: son los asteroides i cometas como los que hay en el cinturón de Kuiper o el de asteroides. Representan la materia que no se concentró en el sol ni el os planetas y satélites. Los datos y observaciones astronómicas han permitido a la teoría planetesimal proponer un origen común para todo el sistema solar que explica sus características. Esta teoría describe el escenario en el que se formaron los planetas del sistema solar. De acuerdo con los datos disponibles, la formación de la tierra se pudo producir de esta manera: Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos 4.600 millones de años, cuando una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana. La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada que los núcleos atómicos comenzaron a fusionarse, liberando energía y formando una estrella. Al mismo tiempo se iban definiendo algunos remolinos que, al crecer, aumentaban su gravedad y recogían más materiales en cada vuelta. También había muchas colisiones. De millones de objetos (denominados planetesimales) se acercaban y se unían o chocaban con violencia y se partían en trozos. Los encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100 millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual. Después cada cuerpo continuó su propia evolución. 33
FORMACIÓN DEL PROTOPLANETA TERRESTRE: •
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Diferenciación por densidades:( peso/volumen), La tierra primitiva, como consecuencia del calor generado por el choque entre los planetesimales que la formaron, estuvo parcialmente fundida, lo que favorecido que sus componentes se ordenaran de acuerdo con su densidad. El hierro se desplazó a lo más profundo en un proceso llamado la “catástrofe del hierro”, el cual, propició la formación del núcleo terrestre. A la vez, los gases del interior de la tierra, como el vapor de agua, escaparon dando lugar a lo atmósfera en un proceso llamado desgasificación del planeta. Esta diferencia por densidades marcó la evolución de la tierra, sin ella lo mas probable es k no hubiese aparecido vida en la tierra. Enfriamiento de la superficie y formación de océanos: La tierra se fue alejando del sol???? y a la vez se fue enfriando. Al descender la temperatura de las rocas de la superficie, se favoreció la condensación del vapor de agua, permitiendo que las aguas ocuparan los relieves más bajos u se formasen los océanos. FORMACIÓN DE LA LUNA: Hay 3 hipótesis: •
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Como una hermana: la luna se habría formado al mismo tiempo que la tierra, en su zona orbital y siguiendo un proceso paralelo al de nuestro planeta. Sin embargo la luna tiene 100 millones de años menos que nuestro planeta, y por lo tanto no es esto lo que ocurre Como si fuera adoptada: la luna y la tierra se habrían formado simultáneamente pero la luna lo habría hecho en una zona más alejada del sol, y posteriormente habría sido capturada por el campo gravitatorio de la tierra. Como una hija: (la más aceptada hoy).En los primeros momentos de la existencia de la tierra un planeta de tipo terrestre, de un tamaño similar al de Marte, colisionó con la tierra. Parte del astro que impacto formó una nube de residuos que quedó orbitando en torno a la tierra. La acreción de estos materiales forma la luna. EFECTO DOPPLER Y SU APLICACIÓN A LA MEDIDA DE ALEJAMIENTO DE LAS GALAXIAS: EFECTO DOPPLER Se define con este término la variación de la longitud de onda de la luz o del sonido causada por el movimiento. Típico es el ejemplo de la sirena de una 34
ambulancia, cuyo sonido se hace más agudo (y por lo tanto aumenta de frecuencia) cuando el coche se acerca a nosotros, y más grave (y por lo tanto desciende de frecuencia) cuando se aleja. En el caso del espectro visible de la radiación electromagnética si el objeto se aleja, su luz se desplaza a longitudes de onda más largas, desplazándose hacia el rojo. Si el objeto se acerca, su luz presenta una longitud de onda más corta, desplazándose hacia el azul. Esta desviación hacia el rojo o el azul es muy leve incluso para velocidades elevadas, como las velocidades relativas entre estrellas o entre galaxias, y el ojo humano no puede captarlo, solamente medirlo indirectamente utilizando instrumentos de precisión como espectrómetros. Si el objeto emisor se moviera a fracciones significativas de la velocidad de la luz, entonces sí seria apreciable de forma directa la variación de longitud de onda. La luz procedente de una galaxia puede dispersarse en sus diferentes colores. A este proceso se le denomina ”producir espectro”. Para estudiar las estrellas y galaxias en detalle tomando espectros utilizamos el telescopio, los espectrógrafos y detectores electrónicos En el caso de los objetos celestes, el efecto Doppler determina el desplazamiento de las bandas espectrales hacia el azul (o hacia el rojo) según el propio objeto esté en fase de acercamiento o de alejamiento con respecto a nosotros Una causa conocida en la cual podemos nombrar el efecto Doppler es la del desplazamiento hacia el rojo, que desplaza la longitud de onda de la luz emitida por los objetos celestes hacia el rojo (mayor longitud de onda) cuando los objetos se alejan de la Tierra. Por la cantidad de desplazamiento hacia el rojo, los astrónomos pueden calcular la velocidad de ese alejamiento. http://www.iac.es/cosmoeduca/relatividad/charlas/doppler/dopplerespectro.htm LA LEY DE HUBBLE Y SUS CONSECUENCIAS La ley de Hubble establece que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad porporcional a su distancia. Esta ley conduce al modelo del universo en expansión y, retrocediendo en el tiempo, a la teoría del Big Bang. EL DIAGRAMA DE HUBBLE La idea de que vivimos en un universo en expansión es uno de los descubrimientos más inesperados e importantes de la física del siglo XX. Durante decenas de miles de años todos y todas, incluidos los astrónomos, habían supuesto que el universo era un escenario estable e inmutable en el que los eventos astronómicos tenían lugar. Pero en los años 1910s y 1920s, varios físicos y astrónomos hicieron diversos descubrimientos que desafiaban las interpretaciones fáciles. Estos descubrimientos fueron explicados todos por el astrónomo Edwin Hubble en 1929, con la teoría del universo en expansión. Vesto Slipher, un astrónomo en el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, estaba terminando un estudio detallado del cielo nocturno. Examinó varias de las ``nebulosas'' (hoy consideradas galaxias) débiles y borrosas que vio en su telescopio. Midió cuidadosamente los espectros de las nebulosas ‐‐la cantidad de luz que emiten a distintas longitudes de onda. Encontró que los espectros de casi todas 35
ellas estaban ``desplazados hacia el rojo'' ‐‐su luz era más roja de lo que debería haber sido. Slipher sabía que cuando la luz de un objeto está desplazada hacia el rojo, el objeto se aleja de la Tierra, y que su velocidad es proporcional al desplazamiento al rojo. Calculó las velocidades de las nebulosas y encontró que todas se alejaban de nosotros increíblemente rápido: una de ellas, la Nebulosa del Sombrero, se alejaba a cuatro millones de kilómetros por hora. Mientras tanto, astrónomos en California construían el telescopio más grande en la historia del mundo hasta entonces ‐‐un nuevo telescopio en el Monte Wilson, cerca de Pasadena, con un espejo de 2.5 metros de diámetro. En 1923, Edwin Hubble utilizó este nuevo telescopio para demostrar que algunas de las nebulosas, incluida la del Sombrero, son realmente otras galaxias semejantes a nuestra propia Vía Láctea. Pasó el resto de la década observando a través del telescopio, tratando de encontrar maneras creativas de medir las distancias a miles de galaxias. En 1929, Hubble comparó sus distancias con las medidas de los desplazamientos al rojo, hechas por Slipher, e hizo su famosa gráfica, hoy conocida como diagrama de Hubble. El diagrama original de Hubble mostraba que el desplazamiento al rojo de una galaxia aumenta linealmente con su distancia de la Tierra. Mientras más lejos está una galaxia, más rápidamente se aleja de nosotros. La explicación más simple de la observación de Hubble, y la que ofreció el propio Hubble, es que el universo entero se está expandiendo, exactamente como las ecuaciones de Einstein habían predicho que debería hacerlo. LA GRAN EXPLOSIÓN Si el universo se está expandiendo, entonces en algún momento en el pasado debe haber comenzado a partir de un solo punto ‐‐una idea conocida como la Gran Explosión (Big Bang). El descubrimiento de Hubble, y el posterior desarrollo de la teoría de la Gran Explosión, cambiaron a la astronomía para siempre. 36
Analogía del globo para dos instantes diferentes de la expansión del universo. Los puntos amarillos representan galaxias o cúmulos de galaxias (en general estructuras ligadas gravitatoriamente). Se puede observar la analogía de las onda de luz (en azul) estirándose debido a la expansión del universo (en rojo) como interpretación estándar del desplazamiento al rojo 37