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Compendio
Bloque II
Geografía
LAS CONDICIONES
ASTRONÓMICAS DEL PLANETA
Con agradecimiento por la elaboración de
este compendio al Profesor José Juán
Fuente Valdivia
MAYO 2013
1
LAS CONDICIONES ASTRONOMICAS DEL PLANETA
2.-
LA TIERRA EN EL UNIVERSO
2.1 Desarrollo histórico de la astronomía
2.2. El origen del universo
2.2.1 Las diferentes teorías
2.3 Elementos del universo
2.3.1 las galaxias
2.3.2 Estrellas y constelaciones
2.3.3. Nuestro sol
2.3.4. El sistema solar
2.3.5. Los Planetas
2.3.6 los satélites naturales
2.4 La tierra
2.4.1 Los movimientos de la tierra y sus consecuencias
2.4.2. La luna y su relación con la tierra
2
2.-
LA TIERRA EN EL UNIVERSO
2.1 Desarrollo histórico de la astronomía
La Astronomía nació casi al mismo tiempo que la humanidad. Los hombres primitivos
ya se maravillaron con el espectáculo que ofrecía el firmamento y los fenómenos que
allí se presentaban. Ante la imposibilidad de encontrarles una explicación, estos se
asociaron con la magia, buscando en el cielo la razón y la causa de los fenómenos
sucedidos en la Tierra. Esto, junto con la superstición y el poder que daba el saber leer
los destinos en las estrellas dominarían las creencias humanas por muchos siglos.
Muchos años de observación sentaron las bases científicas de la Astronomía con
explicaciones más aproximadas sobre el universo. Sin embargo, las creencias
geocentristas apoyadas por los grupos religiosos y políticos impusieron durante
muchos siglos un sistema erróneo, impidiendo además el análisis y estudio de otras
teorías. Hoy, la evolución y difusión de las teorías científicas han llevado a la definitiva
separación entre la superstición (astrología) y la ciencia (Astronomía). Esta evolución
no ha ocurrido pacíficamente, muchos de los primeros astrónomos "científicos" fueron
perseguidos y juzgados. En esta sección buscamos las bases y las claves que han
conducido a la humanidad hasta los conocimientos astronómicos actuales:
La astronomía es una de las disciplinas más completas e importantes que ha
desarrollado la humanidad, sin embargo no es conocida su utilidad práctica.
2.2. El origen del universo
Una de las preguntas que se hace el ser humano desde que empezó la evolución se
refiere al mundo que nos rodea. A medida que aumentan los conocimientos, este
mundo se va ampliando. La educación en Astronomía contribuye a un mejor
conocimiento sobre el Universo. Los cursos sobre esta materia se imparten desde hace
muchos siglos. El Universo ha sido un misterio hasta hace pocos años, de hecho,
todavía lo es, aunque sabemos muchas cosas. Desde las explicaciones mitológicas o
religiosas del pasado, hasta los actuales medios científicos y técnicos de que disponen
los astrónomos, hay un gran salto cualitativo que se ha desarrollado, sobre todo, a
partir de la segunda mitad del siglo XX
Quedan muchísimas cosas por descubrir, pero es que el Universo es enorme, o
nosotros demasiado pequeños. En todo caso, vamos a hacer un viaje, en lenguaje
sencillo y sin alardes, por lo más significativo que nos ofrece el conocimiento actual del
Universo.
3
El
Universo
excepciones.
es
todo,
sin
Materia, energía, espacio y tiempo,
todo lo que existe forma parte del
Universo. Es muy grande, pero no
infinito. Si lo fuera, habría infinita
materia en infinitas estrellas, y no es
así. En cuanto a la materia, el
universo es, sobre todo, espacio
vacío.
El Universo contiene galaxias, cúmulos de galaxias y estructuras de mayor tamaño
llamadas súper-cúmulos, además de materia intergaláctica. Todavía no sabemos con
exactitud la magnitud del Universo, a pesar de la avanzada tecnología disponible en la
actualidad. La materia no se distribuye de manera uniforme, sino que se concentra en
lugares concretos: galaxias, estrellas, planetas. Sin embargo, el 90% del Universo es
una masa oscura, que no podemos observar. Por cada millón de átomos de hidrógeno
los 10 elementos más abundantes son:
Símbolo
H
He
O
C
N
Si
Mg
Ne
Fe
S
Elemento
químico
Hidrógeno
Helio
Oxígeno
Carbono
Nitrógeno
Silicio
Magnesio
Neón
Hierro
Azufre
Átomos
1.000.000
63.000
690
420
87
45
40
37
32
16
4
Nuestro lugar en el Universo
Nuestro mundo, la Tierra, es minúsculo comparado con el Universo. Formamos parte
del Sistema Solar, perdido en un brazo de una galaxia que tiene 100.000 millones de
estrellas, pero sólo es una entre los centenares de miles de millones de galaxias que
forman el Universo.
2.2.1 Las diferentes teorías
Teorías del origen del Universo
Desde tiempos inmemoriales, el
génesis universal ha sido una gran
espina para el Hombre y a lo largo
de los años, una variedad de
planteamientos se han formulado
para encontrar una explicación
plausible. Existen cuatro teorías
fundamentales que explican el
origen del Universo, éstas son: la
teoría del Big Bang, la teoría
Inflacionaria, la teoría del estado estacionario y la teoría del universo oscilante.
En la actualidad, las más aceptadas son la del Big Bang y la Inflacionaria. Aunque
existen otras tantas y aunque algunas tienen más sentido que otras, te invito a que le
echemos un breve vistazo a estas teorías del origen del universo, las más
elementales al momento de hablar del nacimiento de nuestro universo.
Teoría del Big Bang
La teoría de la gran explosión, mejor conocida
como la teoría del Big Bang, es la más popular y
aceptada en la actualidad. Esta teoría, a partir de
una serie de soluciones de ecuaciones de
relatividad general, supone que hace entre unos
14.000 y 15.000 millones de años, toda la
materia del Universo (lo cual incluye al Universo
mismo) estaba concentrada en una zona
extraordinariamente pequeña, hasta que explotó
en un violento evento a partir del cual comenzó a
5
expandirse.
Toda esa materia, comprimida y contenida en un único lugar, fue impulsada tras la
explosión, comenzó a expandirse y a acumularse en diferentes partes. En esa
expansión, la materia se fue agrupando y acumulando para dar lugar a las primeras
estrellas y galaxias, formando así lo que conocemos como el Universo. Los
fundamentos matemáticos de esta teoría, incluyen la teoría general de la relatividad
de Albert Einstein junto a la teoría estándar de partículas fundamentales. Todo esto,
no sólo hace de ésta la teoría más respetada, sino que da lugar a nuevas e
interesantísimas cuestiones, como por ejemplo si el universo seguirá en constante
expansión por el resto de los tiempos o si por el contrario, un evento similar al que le
dio origen puede hacer que el universo entero vuelva a contraerse (Big Crunch), entre
otras.
Teoría inflacionaria
Junto a la que acabamos de ver, ésta es otra de
las más aceptadas y mejor fundamentadas. La
teoría de inflación cósmica, popularmente
conocida como la teoría inflacionaria,
formulada por el gran cosmólogo y físico teórico
norteamericano Alan Guth, intenta explicar los
primeros instantes del Universo basándose en
estudios sobre campos gravitatorios fortísimos,
como los que hay cerca de un agujero negro.
Esta teoría supone que una fuerza única se
dividió en las cuatro que ahora conocemos (las cuatro fuerzas fundamentales del
universo: gravitatoria, electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil), provocando el
origen del universo. El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero
fue tan violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el
Universo todavía crece.
Teoría del estado estacionario
La teoría del estado estacionario se opone a la
tesis de un universo evolucionario. Los seguidores
de esta teoría consideran que el universo es una
entidad que no tiene principio ni fin: no tiene
principio porque no comenzó con una gran
explosión ni se colapsará en un futuro lejano, para
volver a nacer. El impulsor de esta idea fue el
astrónomo inglés Edward Milne y según ella, los
datos recabados por la observación de un objeto
ubicado a millones de años luz, deben ser
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idénticos a los obtenidos en la observación de la Vía Láctea desde la misma distancia.
Milne llamó a su tesis principio cosmológico.
En 1948, algunos astrónomos retomaron este principio y le añadieron nuevos
conceptos como el principio cosmológico perfecto. Este establece, en primer lugar, que
el Universo no tiene un génesis ni un final, ya que la materia interestelar siempre ha
existido y en segundo término, que el aspecto general del universo no sólo es idéntico
en el espacio sino también en el tiempo.
Teoría del universo oscilante
La teoría del universo oscilante sostiene que
nuestro Universo sería el último de muchos
surgidos en el pasado, luego de sucesivas
explosiones y contracciones. El momento en que
el universo se desploma sobre sí mismo atraído
por su propia gravedad es conocido como Big
Crunch, marcaría el fin de nuestro Universo y
el nacimiento de otro nuevo. Esta teoría fue
planteada por el profesor Paul Steinhardt,
profesor de física teórica en la Universidad de
Princeton.
2.3 Elementos del universo
2.3.1 las galaxias
ELEMENTOS DEL UNIVERSO
Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos observar
las galaxias como unas manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy
sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales.
De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto
desde dentro: La Vía Láctea. Siempre la hemos conocido aunque, naturalmente, en la
antigüedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja blanquecina que
cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: camino de leche. Dentro de la Vía Láctea
podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las más
destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de suponer que también
existen en otras galaxias.
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Las galaxias son acumulaciones enormes de estrellas, gases y polvo.
En el Universo hay centenares de miles de millones. Cada galaxia puede estar formada
por centenares de miles de millones de estrellas y otros astros. En el centro de las
galaxias es donde se concentran más estrellas.
Cada cuerpo de una galaxia se mueve a causa de la atracción de los otros. En general
hay, además, un movimiento más amplio que hace que todo junto gire alrededor del
centro.
Galaxias vecinas Distancia (Años
Nubes de Magallan200.000
El Dragón
300.000
Osa Menor
300.000
El Escultor
300.000
El Fogón
400.000
Leo
700.000
NGC 6822
1.700.000
NGC 221 (M32) 2.100.000
Andrómeda (M31) 2.200.000
El Triángulo (M33) 2.700.000
Tamaños y formas de las galaxias
Hay galaxias enormes como Andrómeda, o pequeñas
como su vecina M32. Las hay en forma de globo, de
lente, planas, elípticas, espirales (como la nuestra) o
formas irregulares. Las galaxias se agrupan formando
"cúmulos de galaxias”. La galaxia grande más
cercana es Andrómeda. Se puede observar a simple
vista y parece una mancha luminosa de aspecto
brumoso. Los astrónomos árabes ya la habían
observado. Actualmente se la conoce con la
denominación M31. Está a unos 2.200.000 años luz
de nosotros. Es el doble de grande que la Vía Láctea.
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Las galaxias tienen un origen y una evolución
Fig. Evolución de las galaxias
Las primeras galaxias se empezaron a formar 1.000 millones de años después del BigBang. Las estrellas que las forman tienen un nacimiento, una vida y una muerte. El Sol,
por ejemplo, es una estrella formada por elementos de estrellas anteriores muertas.
Muchos núcleos de galaxias emiten una fuerte radiación, cosa que indica la probable
presencia de un agujero negro.
Los movimientos de las galaxias provocan, a veces, choques violentos. Pero, en
general, las galaxias se alejan las unas de las otras, como puntos dibujados sobre la
superficie de un globo que se infla.
Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se
detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran
estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas. En 1930
Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e irregulares, siendo las dos
primeras las más frecuentes.
Galaxias elípticas
Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas
galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas,
normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias
elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas.
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Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases,
desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, uniformes. En las galaxias elípticas
la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy
brillante, hacia sus bordes.
Galaxias espirales
Las galaxias espirales son discos achatados que
contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también
una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y
polvo, y nubes moleculares que son el lugar de
nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de
débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una
protuberancia nuclear más pequeña que emite dos
chorros de materia energética en direcciones opuestas.
Las galaxias espirales se designan con la letra S.
Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea
cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc,
SBa, SBb, SBc).
Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o
lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y
SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres
grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante.
Galaxias irregulares
Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o
poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y
simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que
contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias
irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es difícil de identificar.
Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y
suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.
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2.3.2.1. Nuestra galaxia (la vía láctea)
Un camino en el cielo
En noches serenas podemos ver una franja blanca que atraviesa el cielo de lado a
lado, con muchas estrellas.
Son sólo una pequeña parte de nuestros vecinos. Entre todos formamos la Vía Láctea.
Los romanos la llamaron "Camino de Leche", que es lo que significa vía láctea en latín.
La Vía Láctea es nuestra galaxia
El Sistema Solar está en uno de los brazos de la
espiral, a unos 30.000 años luz del centro y unos
20.000 del extremo.
La Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede
tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas,
el Sol. En total mide unos 100.000 años luz de
diámetro y tiene una masa de más de dos billones de
veces la del Sol.
Cada 225 millones de años el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la
galaxia. Se mueve a unos 270 km. por segundo.
No podemos ver el brillante centro porque se interponen materiales opacos, polvo
cósmico y gases fríos, que no dejan pasar la luz. Se cree que contiene un poderoso
agujero negro.
La Vía Láctea tiene forma de lente convexa. El núcleo tiene una zona central de forma
elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro. Las estrellas del núcleo están más
agrupadas que las de los brazos. A su alrededor hay una nube de hidrógeno, algunas
estrellas y cúmulos estelares.
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La Vía Láctea forma parte del Grupo Local
Junto con las galaxias de Andrómeda (M31) y del
Triángulo (M33), las Nubes de Magallanes (satélites de
la Vía Láctea), las galaxias M32 y M110 (satélites de
Andrómeda), galaxias y nebulosas más pequeñas y
otros sistemas menores, forman un grupo vinculado por
la gravedad.
En total hay unas 30 galaxias que ocupan un área de
unos 4 millones de años luz de diámetro.
Todo el grupo órbita alrededor del gran cúmulo de
galaxias de Virgo, a unos 50 millones de años luz.
Si pudiéramos observar la Vía Láctea desde fuera de ella, veríamos el centro abultado,
amarillo y brillante, con forma de balón de rugby, y un delgado disco de color azulado
girando alrededor.
La Vía Láctea tiene forma espiral barrada, como un molinillo. Se cree que en el centro
hay un agujero negro, que los científicos llaman Sagitario A. El centro no es redondo,
sino algo alargado. Cerca de él están las estrellas más viejas, rojas y amarillas.
Del centro nacen cuatro brazos: Brazo de
Perseo, Brazo de Orión, Brazo de
Sagitario y Brazo de Cruz Centauro.
Forman un disco que gira lentamente en
espiral. En los brazos están las estrellas
más jóvenes, las blancas y azules.
También hay muchas nebulosas, donde
se forman nuevas estrellas. El Brazo de
Sagitario es el más brillante de todos.
La Vía Láctea es una galaxia grande.
Mide 100.000 años luz de diámetro y contiene más de 200.000 millones de estrellas.
Su gravedad es tan poderosa, que atrae a otras galaxias cercanas más pequeñas.
La Tierra está a 25.000 años luz del centro de la galaxia, en una zona poco poblada del
Brazo de Orión. Nuestro Sistema Solar tarda 225 millones de años en dar una vuelta
completa a la Vía Láctea.
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¿Por qué se llama Vía Láctea?
De noche, la Vía Láctea se ve como una franja blanca que cruza todo el cielo. En latín,
Vía Láctea significa camino de leche. Según la mitología griega, el dios Zeus tuvo un
hijo con una mortal. Cuando Hera, su mujer, se enteró, arrancó el bebé de brazos de su
madre mientras lo amamantaba.
La leche se derramó y cayó por
el cielo.
A la Vía Láctea también se le
llama el Camino de Santiago,
pues servía de guía a los
peregrinos que iban a Santiago
de Compostela. Compostela
significa campo o camino de la
estrella.
2.3.2 Las estrellas
Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que
nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés.
Simplemente, las estrellas llaman la atención.
A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en
su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos
límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energía y equilibran la
fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos
estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre
ellas, por supuesto, la luminosa.
Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del
momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y
comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares,
púlsares, agujeros negros. En este capítulo vamos a dar una visión general sobre las
estrellas, sus tipos, sus comportamientos y su evolución.
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El estudio fotográfico de los
espectros estelares lo inició en
1885 el astrónomo Edward
Pickering en el observatorio del
Harvard College y lo concluyó
su colega Annie J. Cannon.
Esta investigación condujo al
descubrimiento de que los
espectros de las estrella están
dispuestos en una secuencia
continua según la intensidad de
ciertas líneas de absorción. Las
observaciones
proporcionan
datos de las edades de las
diferentes estrellas y de sus
grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B,
A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los
subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de
cada clase.
Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno.
Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de
línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los
mismos elementos.
Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y
palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del
hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está
representado por la estrella Epsilon Orionis.
Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por
las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas
características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno
menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial
el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina
"estrellas de tipo solar".
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Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia
de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.
Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos
metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos
intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.
Tamaño y brillo de las Estrellas
Las estrellas más grandes que se conocen son las
supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores
que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como
"enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una
centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes
suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas
unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las
enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño
tamaño.
Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor
que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para
desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana
marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado
otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más
brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas
blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:
- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color:
enanas blancas, gigantes rojas.
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Qué es…
1) …una gigante roja?
Una estrella gigante roja es una estrella moribunda. Reciben dicho nombre estrellas
que han terminado la fase más extensa de su vida, la de ser fusionadoras de hidrógeno
en helio. Han agotado su provisión de hidrógeno y abandonan la secuencia principal,
desplazándose arriba y a la derecha en el diagrama de Hertzsprung-Russel.
El equilibrio entre la fuerza de gravedad que tiende a colapsar la estrella y la energía
liberada por la fusión que tiende a expandirla, se rompe finalmente a favor de la
primera. El núcleo de la estrella (que es solo una centésima parte de ella) no logra
generar la energía que supere la presión que sobre él se ejerce, y su centro se contrae.
Esto incrementa la temperatura y hace más eficiente la fusión del hidrógeno
remanente, hasta que éste se agota. Entonces, la fusión se traslada a sectores de la
estrella externos al núcleo, con aumento de la energía total y aumento del volumen de
la estrella, propulsando sus capas exteriores. Esta propulsión, producida por el calor de
la corteza, expande en tamaño a la estrella, la que adquiere un tamaño muchas veces
superior al original, lo que trae consigo el gradual enfriamiento de su superficie (3000º a
4000º Kelvin). Al enfriarse la estrella, su color se torna rojizo. La estrella es ahora un
diminuto núcleo caliente rodeado de un gran envoltorio de gas sometido a altas
temperaturas.
Ejemplos de este tipo de estrellas son: Alfa Crucis, Pollux, Arcturus.
Las estrellas pasan el 90 % de su vida en la fase de fusionadoras de hidrógeno,
ubicadas (más arriba o más abajo, dependiendo de su masa inicial) en la secuencia
principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. El punto en el que inician la fusión de
hidrógeno (y a partir del cual las estrellas son llamadas de tales) se indica en el
diagrama como ZAMS (Zero Age Main Sequence).
Terminada esta fusión, salen de la secuencia principal (TAM o Terminal Age Main
Sequence). El tiempo de permanencia en la secuencia principal será:
•
•
•
•
Estrellas de masa solar 1: 7 x 10^9 años
Estrellas de masa solar 3: 2 x 10^8 años
Estrellas de masa solar 5: 6,5 x 10^7 años
Estrellas de masa solar 15: 1 x 10^7 años
Cuanto mayor la masa inicial de la estrella, más corta su vida, ya que quemará su
combustible más rápidamente.
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La gigante roja es una etapa evolutiva en la vida de cierto tipo de estrellas. Su masa se
estima en unas 8 a 9 veces la solar.
Pasará en ese estado un tiempo mucho menor, mientras quema el escaso hidrógeno
que resta en sus capas exteriores, una verdadera cáscara en torno a un núcleo inerte
de helio. Es en realidad una estrella agonizante. Se expande hasta alcanzar un radio
típico del orden de 100 millones de kilómetros. En la fase previa a la de gigante roja,
recibe el nombre de subgigante, estrella más brillante que la de la secuencia principal
pero no tanto como la gigante propiamente dicha (su luminosidad en la clasificación
espectral de Yerkes es de clase IV). Procyon A es ejemplo de este tipo intermedio de
estrella.
Las capas externas de la gigante roja están poco ligadas gravitacionalmente, por lo que
en esta etapa la pérdida de masa es importante, pudiendo llegar al 40 – 60 % de la
masa original. A ello contribuyen además las ondas de choque generadas en su
profunda zona convectiva, que aceleran el viento solar, su mayor metalicidad (que
conlleva mayor opacidad) y la marcada radiación en el infrarrojo.
Otro efecto característico en las gigantes rojas es el llamado primer dragado (first
dredge up) por el cual, al expandirse la estrella, su zona convectiva se traslada desde
una región en la que el hidrógeno ha sido procesado en helio hasta regiones más
externas, con cambios en la abundancia superficial.
En unos 5000 millones de años, nuestro Sol habrá agotado su reserva de hidrógeno y
se convertirá en una gigante roja. Con su expansión, alcanzará probablemente la órbita
de Marte, engullendo nuestro planeta.
2) …una enana marrón?
Este nombre (Brown Dwarf) le fue otorgado por la astrofísica Jill Tarter en 1975 a
cuerpos estelares muy particulares, por presentar masa muy inferior a la de las
estrellas hasta entonces conocidas.
También se las conoce como enanas café, nombre menos utilizado. Fueron llamadas
estrellas liliputienses por el astrónomo Harlow Shapley.
La primera enana marrón verificada fue Teide 1 (ubicada en el cúmulo abierto de las
Pléyades, a 400 años luz) en 1995. Con una masa 0,052 la del Sol, tiene un radio
similar al de Júpiter. Su edad se estima en apenas 120 millones de años, y su
temperatura superficial es de 2600º Kelvin. Muy débil y fría, su luminosidad es 0,1 % la
del Sol. Brilla con magnitud aparente 17,76 y, si bien es lo suficientemente caliente
para fusionar litio, no lo es en cambio para hacerlo con el hidrógeno. Su tipo espectral
es M8.
17
Gliese 229B, en la constelación de Lepus, es la enana marrón mejor caracterizada. Su
masa está entre 25 y 65 veces la de Júpiter, con un diámetro de 0,9 a 1,1 veces el del
planeta. Su tipo espectral es T7p y tiene una temperatura superficial de 1000º a 1200º
Kelvin.
Se trata de objetos de masa subestelar, ya que su límite superior está entre 75 y 80
veces la masa de Júpiter. Se cree que se trata de “estrellas fallidas”, ya que contienen
los mismos elementos que el Sol, pero una masa insuficiente para brillar. Parecidas a
los planetas gaseosos, no son del todo como ellos ni tampoco son del todo estrellas. La
poca energía que emiten hace difícil su observación a distancia. Empero, se ha
identificado varios centenares de ellas, con temperaturas de superficie entre 800º y
2000º Celsius.
Recientemente se ha identificado en la constelación de Orión un grupo de estrellas
enanas marrones con masa tan pequeña como 5 veces la de Júpiter.
Estas estrellas poco masivas son enteramente convectivas, por lo que sus interiores
están bien mezclados y el litio que contienen es destruido junto con el hidrógeno. Ello
las diferencia de estrellas más masivas como el Sol, que conservan litio en sus
atmósferas ya que las fuerzas convectivas no penetran hasta el núcleo. La detección
del elemento en el espectro de emisión es utilizada para la detección de estas
peculiares estrellas.
La conversión del hidrógeno en helio requiere que se alcance en el núcleo de una
estrella
una
temperatura
de
10
millones
de
grados.
Si la masa no es al menos de 0,1 la solar, el cuerpo se contraerá, liberará energía
gravitacional, aumentará su temperatura central pero no alcanzará el nivel crítico. La
estrella brillará durante un tiempo pero no se estabilizará, desapareciendo
posteriormente sin poder ser verdaderas estrellas. Estas estrellas se “oscurecen”
rápidamente, enfriándose por debajo de los 1000º Kelvin, volviéndose invisibles a la
observación directa al cabo de pocos miles de millones de años.
Este tipo de cuerpo estelar vendría a ser un eslabón entre los planetas y las estrellas
como tales. Su final es habitualmente bajo la forma de una enana negra, lentísimo
proceso ya que la energía radiada por una enana marrón es muy pequeña, menos de
la millonésima parte de la emitida por el Sol.
Según el Dr. Kenneth Brecher del Proyecto LITE; el verdadero color de estas estrellas
es naranja-rojizo ya que, siendo el marrón en realidad un amarillo desaturado
(combinación de varios colores), es imposible que exista un fotón de ese color, no
existiendo luz natural de ese color.
La clasificación de estos cuerpos estelares llevó a la creación de nuevas clases
espectrales llamadas L, T e Y. Se dice que su masa es subestelar.
18
Las enanas de tipo L son de color rojo muy oscuro, pero brillantes en el infrarrojo. Las
de clase T son aún más frías con temperaturas de superficie entre 1500º y 700º grados
Kelvin, mientras que las de clase Y, denominadas enanas marrones ultrafrías tienen
temperaturas superficiales inferiores a 700º Kelvin.
Emiten gran parte de su radiación en el infra-rojo, cercano a los 5 micrones. Dado lo
prolongado de su existencia, se acumularán a lo largo del tiempo y pasarán a ser el
grueso de los componentes de la galaxia.
3) …una enana negra?
Se trata de un hipotético cuerpo estelar resultado del consumo del combustible de una
enana blanca, dando lugar a un objeto frío e invisible en el espacio.
Hallarlas es muy difícil ya que no emiten luz visible, y su emisión de energía es
indetectable. Se cree que el universo no es lo suficientemente viejo para albergar una
estrella de este tipo, ya que se requieren de 10 a 100 mil millones de años para esa
transformación.
Se ha denominado también enana negra a un cuerpo subestelar sin suficiente masa
(aproximadamente 0,08 la del Sol) para albergar reacciones de fusión de hidrógeno.
4) …una enana blanca?
La enana blanca es el remanente de una estrella de masa menor a 9-10 veces la solar,
luego de que ésta ha agotado su provisión de hidrógeno.
De hecho, es la etapa por la que atravesará el 90 % de las estrellas conocidas, incluida
nuestro Sol. Son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.
La primera enana blanca se descubrió en el sistema estelar triple de 40 Eridani.
El apelativo de enana blanca le fue dado en función de su espectro, en la mayoría de
los casos blanco, por Willem Luyten en 1922.
Finalizada la fase de fusión del hidrógeno, el núcleo se contrae y se calienta, pero no
alcanza la temperatura de ignición necesaria para la siguiente fase. Los electrones
degeneran y el proceso se detiene. Las capas exteriores, muy expandidas, poco a poco
se desprenden del agotado núcleo, formando una nebulosa planetaria en cuyo centro
está la enana blanca.
Se trata de estrellas enormemente densas, un millón de veces la densidad del Sol, muy
comprimidas, con un radio entre 0,008 y 0,02 veces el solar. La mayoría tienen masa
en el orden de 0,5 a 0,7 veces la del Sol (no debe superar el límite de Chandrasekhar
de 1,44 masas solares).
19
Su luminosidad es muy baja, por lo que ocupan la última franja del diagrama de
Hertzsprung-Russell.
Su temperatura superficial va desde 4000º hasta 150000º Kelvin.
Emiten un amplio espectro de luz visible, desde un azul intenso correspondiente a
estrellas de tipo O hasta el de estrellas rojas de tipo M.
5) …una enana roja?
Son estrellas pequeñas y relativamente frías de la secuencia principal, de tipo espectral
K o M. Su masa y diámetro son inferiores a la tercera parte de los del Sol (la masa se
estima entre 0,04 y 0,08 masas solares). Tienen una temperatura superficial de menos
de 3500º Kelvin.
Su energía es generada a ritmo muy lento por fusión de hidrógeno en helio. Emiten
poca luz, alrededor de 1/10000 la del Sol. Son estrellas totalmente convectivas y, en
comparación con estrellas más grandes como el Sol, pueden quemar más hidrógeno
antes de abandonar la secuencia principal, donde permanecerán más tiempo que
cualquier otra estrella.
El resultado es que su vida puede ser extremadamente larga (podrían sobrevivir unos
200000 millones de años), superando la edad estimada del universo.
Finalizada la combustión de su hidrógeno, no entrarían en la etapa de fusión del helio,
por lo que no progresarían a gigantes rojas. Solo se contraerán lentamente,
calentándose a medida que se consume el hidrógeno. El núcleo de helio formado se
compactaría hasta que la repulsión mutua de los electrones impida el colapso
gravitatorio total, disipándose el calor y originando una esfera de gas comprimida y
oscura, la enana negra.
De cualquier forma, no ha transcurrido tiempo suficiente desde el nacimiento del
universo para que una de estas estrellas enanas rojas abandone la secuencia principal.
Son la clase de estrellas más común de la galaxia (más del
Son ejemplo de ellas: Próxima Centauri, Wolf 359, Ross 154, Lalande 21185.
70
%).
6) …una gigante azul?
Son estrellas de gran tamaño, en una etapa avanzada de su evolución pero más
calientes, lo que justifica su color preferentemente azulado. Las estrellas, cuando
evolucionan, tienden a enfriarse, por lo que para que una estrella evolucionada
mantenga el color azul, su temperatura inicial debe ser muy alta.
20
Son descendientes no muy lejanos de estrellas de gran masa, de las que hay pocas y
evolucionan rápidamente, por lo que la fase de gigante azul es breve y poco común.
Finalizada la fusión de hidrógeno, irán hacia una etapa de enfriamiento y expansión
que las convertirá en gigantes rojas.
Son estrellas masivas de vida muy breve, del orden de decenas a cientos de millones
de años.
Son estrellas de tipo espectral O o B, y de clase de luminosidad III. Se ubican arriba y a
la izquierda en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Son muy luminosas, con
magnitudes absolutas de -5 a -6. Su temperatura superficial supera los 50000º Kelvin.
Brillan con color blanco-azulado y radian gran parte de su energía en el ultravioleta.
La mayor parte finalizará su vida como supernovas.
Se las encuentra a menudo cerca de nebulosas brillantes, o formando parte de
asociaciones estelares o cúmulos abiertos jóvenes.
Ejemplo de estrellas gigantes azules son: Bellatrix (Gamma Orionis), Hadar (Beta
Centauri), Spica (Alfa Virginis), Murzim (Beta Canis Maioris), Alnitak (Zeta Orionis).
7) … una supergigante azul?
Es una estrella de enorme tamaño, de clase espectral O o B, con procesos de fusión
nuclear que se desarrollan a tal ritmo que consume rápidamente su hidrógeno. Son
muy calientes y de vida muy corta, con luminosidad decenas a cientos de miles de
veces la del Sol.
Terminan su vida como supernovas.
Son ejemplo de este tipo de estrellas: Rigel (Beta Orionis), Alnilam (Epsilon Orionis),
Naos (Zeta Puppis), Menkib (Zeta Persei), Aludra (Eta Canis Maioris).
8 ) … una supergigante roja?
Son enormes estrellas de clase espectral K o M y clase de luminosidad I.
Son, en términos de volumen, las estrellas más grandes del universo, aunque no las de
mayor masa. Son de color rojizo algo oscuro. Su temperatura de superficie está entre
3000º y 4000º Kelvin. Su densidad es menor que la de las gigantes azules. En cambio,
la temperatura interna, en el núcleo, alcanza los 600 millones de grados Kelvin ya que,
a diferencia de las gigantes azules, queman elementos pesados y no hidrógeno.
Su diámetro es muy grande, cientos de veces el del Sol.
21
Son ejemplo de este tipo de estrellas: Betelgeuse (Alfa Orionis) y Antares (Alfa Scorpii).
Provienen de la evolución de las gigantes azules y, dependiendo de la masa de la
estrella original, pueden explotar como supernova de tipo II o, pasando por los estados
conocidos como Variable Luminosa Azul y Estrella de Wolf-Rayet, dar origen a una
estrella de neutrones o un agujero negro.
Las estrellas supergigantes, rojas o azules, tienen masa 10 a 50 veces la del Sol. Su
luminosidad en la clasificación de Yerkes es de tipo Ia o Ib. Ocupan la parte superior
del diagrama de Hertzsprung-Russell.
9) … una hipergigante?
Son las estrellas más grandes conocidas. Su luminosidad es de clase 0.
Su masa puede alcanzar las 100 masas solares, cerca del límite teórico máximo de 120
masas solares. Sus temperaturas superficiales varían entre 3500º y 35000º Kelvin.
Pueden ser miles a millones de veces más luminosas que el Sol.
Su promedio de vida es de apenas 1 a 3 millones de años, antes de convertirse en
supernovas o, en raros casos, en hipernovas.
Son estrellas extremadamente raras, y pueden variar en color.
Son ejemplo de este tipo de estrellas
2.3.3. Nuestro sol
2.3.3. Nuestro sol
22
Estructura y composición del Sol
Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama
fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con
zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas
solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas
concéntricas. De Núcleo: es la zona del Sol donde se
produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es
decir, el generador de la energía del Sol.
Zona Radiactiva:: las partículas que transportan la
energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje
que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos
fotones son absorbidos continuamente y remitidos en otra dirección distinta a la que
tenían..
Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir,
columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a
descender.
Fotósfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros
vemos, la superficie. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de
unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son
23
regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal
de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.
Cromósfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color
rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millón de grados.
Está formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.
Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está
formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma
de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un
eclipse de Sol.
24
Componentes
químicos
Símbolo
%
Hidrógeno
H
92,1
Helio
He
7,8
Oxígeno
O
0,061
Carbono
C
0,03
Nitrógeno
N
0,0084
Neón
Ne
0,0076
Hierro
Fe
0,0037
Silicio
Si
0,0031
Magnesio
Mg
0,0024
Azufre
S
0,0015
Otros
0,0015
La Energía Solar
La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15
millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se
liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para
formar partículas alfa (núcleos de helio).
Cada partícula alfa pesa menos que los
cuatro protones juntos. La diferencia se
expulsa hacia la superficie del Sol en forma
de energía. Un gramo de materia solar
libera tanta energía como la combustión de
2,5 millones de litros de gasolina.
Energía generada en el centro del Sol
tarda un millón de años para alcanzar la
25
superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno
en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura;
por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.
El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fuerza que a menudo atrae a
los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se
desintegran y pasan a formar parte de la estrella
2.3.4. El sistema solar
El Sistema Solar es un conjunto
formado por el Sol y los cuerpos
celestes que orbitan a su
alrededor. Está integrado el Sol
y una serie de cuerpos que
están ligados gravitacionalmente
con este astro: nueve grandes
planetas
(Mercurio,
Venus,
Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,
Urano, Neptuno, y Plutón), junto con sus satélites, planetas menores y asteroides, los
cometas, polvo y gas interestelar.
Pertenece a la galaxia llamada Vía Láctea, que está formada por unos cientos de miles
de millones de estrellas que se extienden a lo largo de un disco plano de 100.000 años
luz.
El Sistema Solar está situado en uno de los tres brazos en espiral de esta galaxia
llamado Orión, a unos 32.000 años luz del núcleo, alrededor del cual gira a la velocidad
de 250 km por segundo, empleando 225 millones de años en dar una vuelta completa,
lo que se denomina año cósmico.
2.3.5. Los Planetas
Los astrónomos clasifican los planetas y otros
cuerpos en nuestro Sistema Solar en tres categorías:
Primera categoría: Un planeta es un cuerpo celeste
que está en órbita alrededor del Sol, que tiene
suficiente masa para tener gravedad propia para
superar las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera
que asuma una forma equilibrada hidrostática, es
26
decir, redonda, y que ha despejado las inmediaciones de su órbita.
Segunda categoría: Un planeta enano es un cuerpo celeste que está en órbita
alrededor del Sol, que tiene suficiente masa para tener gravedad propia para superar
las fuerzas rígidas de un cuerpo de manera que asuma una forma equilibrada
hidrostática, es decir, redonda; que no ha despejado las inmediaciones de su órbita y
que no es un satélite.
Tercera categoría: Todos los demás objetos que orbitan alrededor del Sol son
considerados colectivamente como "cuerpos pequeños del Sistema Solar".
2.3.6 los satélites naturales
27
2.4 La tierra
La Tierra
La Tierra es el tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a
tamaño. Gira describiendo una órbita elíptica alrededor del Sol,
a unos 150 millones de km, en, aproximadamente, un año. Al
mismo tiempo gira sobre su propio eje cada día. Es el único
planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros
planetas tienen atmósferas y contienen agua.
La Tierra no es una esfera perfecta, ya que el ecuador se
engrosa 21 km, el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur
está hundido unos 31 metros.
La Tierra posee una atmósfera rica en oxígeno, temperaturas moderadas, agua abundante y
una composición química variada. El planeta se compone de rocas y metales, sólidos en el
exterior, pero fundidos en el interior.
Desde la antigüedad se han elaborado mapas para representar la Tierra. Con la llegada de
la fotografía, los ordenadores y la astronáutica, la superficie terrestre ha sido estudiada con
detalle, aunque todavía queda mucho por descubrir.
2.4.1 Los movimientos de la tierra y sus consecuencias
El movimiento de traslación: el año
Por el movimiento de traslación la Tierra se mueve alrededor del
Sol, impulsada por la gravitación, en 365 días, 5 horas y 57 minutos,
28
equivalente a 365,2422 días, que es la duración del año. Nuestro planeta describe una trayectoria
elíptica de 930 millones de kilómetros, a una distancia media del Sol de 150 millones de kilómetros.
El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse. La distancia media Sol-Tierra es 1 U.A. (Unidad
Astronómica), que equivale a 149.675.000 km.
Como resultado de ese larguísimo camino, la Tierra viaja a una velocidad de 29,5 kilómetros
por segundo, recorriendo en una hora 106.000 kilómetros, o 2.544.000 kilómetros al día.
La excentricidad de la órbita terrestre hace variar la distancia entre la Tierra y el Sol en el
transcurso de un año. A primeros de enero la Tierra alcanza su máxima proximidad al Sol y
se dice que pasa por el perihelio. A principios de julio llega a su máxima lejanía y está en
afelio. La distancia Tierra-Sol en el perihelio es de 142.700.000 kilómetros y la distancia
Tierra-Sol en el afelio es de 151.800.000 kilómetros.
El movimiento de rotación: el día
Cada 24 horas (cada 23 h 56 minutos), la Tierra da una vuelta
completa alrededor de un eje ideal que pasa por los polos. Gira en
dirección Oeste-Este, en sentido directo (contrario al de las agujas
del reloj), produciendo la impresión de que es el cielo el que gira
alrededor de nuestro planeta. A este movimiento, denominado
rotación, se debe la sucesión de días y noches, siendo de día el
tiempo en que nuestro horizonte aparece iluminado por el Sol, y de
noche cuando el horizonte permanece oculto a los rayos solares. La
mitad del globo terrestre quedará iluminada, en dicha mitad es de
día mientras que en el lado oscuro es de noche. En su movimiento
de rotación, los distintos continentes pasan del día a la noche y de la
noche al día.
Precesión y nutación
Los equinoccios no son fijos porque el plano del ecuador gira en
relación al plano de la eclíptica completa un giro cada 25.868
años
El movimiento de los equinoccios en la eclíptica se llama
precesión de los equinoccios. Para establecer la posición real de
las estrellas en un momento determinado tiene que aplicarse una
corrección de precesión de las cartas celestes
29
Por su parte la nutación es un leve balanceo que experimenta la tierra a causa de la
atracción gravitacional de la luna.
Precesión:
La tierra es un elipsoide de forma irregular aplastado por los polos y deformado por la
atracción gravitacional del sol, la luna y en menor medida de los planetas. Esto provoca una
especie de lentísimo balanceo en la tierra durante su movimiento de traslación llamado
“precesión de los equinoccios” que se efectúa en sentido inverso al de la rotación es decir en
sentido retrogrado (sentido de las agujas del reloj).
Bajo la influencia de dichas atracciones, el eje va describiendo un doble cono de 47° de
abertura, cuyo vértice está en el centro de la tierra. Debido a la precesión de los equinoccios,
la posición del polo celeste va cambiando a través de los siglos. Actualmente la estrella
Polar no coincide exactamente con el polo Norte Celeste.
Los demás planetas también tienen este comportamiento.
Nutación:
Hay otro movimiento que se superpone con la precesión es la nutación, un pequeño vaivén
del eje de la tierra. Como la tierra no es esférica la atracción de la Luna sobre el
abultamiento ecuatorial de la tierra provoca el fenómeno de nutación. Para hacernos una
idea de esta movimiento cónico de precesión recorre a su vez una pequeña elipse o bucle
en un periodo de 18.6 años.
30
En una vuelta completa de precesión (25.767 años) la tierra realiza más de 1300 bucles de
nutación. El movimiento de nutación de la tierra fue descubierto por el astrónomo británico
James Bradley.
31
2.4.2. La luna y su relación con la tierra
La Luna
único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en det
e vista o con instrumentos sencillos.
una refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tie
e su eje en el mismo tiempo: 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siemp
a cara.
atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el imp
al de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, forma
de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras qu
ficos analizan.
32
s sobre La Luna
erra
Tamaño: radio ecuatorial
1.737 km.
6 .378 km.
Distancia media a La Tierra
4.403 km.
Día: periodo de rotación sobre el eje
32 días
Órbita alrededor de La Tierra
7,32 días
Temperatura media superficial (día)
107 º C
93 horas
5ºC
Temperatura media superficial (noche)
Gravedad superficial en el ecuador
iar
uestra Luna
estas
153 º C
1,62 m/s2
9,78 m/s2
imáge
Las Fases de la Luna.
que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repite
vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la vemos es la luna nu
estas dos fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto, creciente o menguante.
33
primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura
y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.
RECOMENDACIONES
 PARA TENER UNA MEJOR IDEA DE LOS PROBLEMAS QUE ENFRENTARON LOS
PRIMEROS INVESTIGADORES SE RECOMIENDA LAS SIGUIENTES LECTURAS
o El naturalista d los cielos de William Herschel editorial pangea
o El ingles de la manzana-Isaac Newton Editorial pangea
 Realiza una visita virtual a diferentes planetarios y desarrolla una síntesis de lo
observado
34
Actividades de autoevaluación:
A partir de una discusión con tus compañeros y/o asesorado por tu profesor, resuelve los
siguientes cuestionamientos argumentando tus respuestas.
Ten presente que si ya leíste ya cuentas con los conocimientos que te permitirán
contestar acertadamente lo que se te pide, si llegaras a tener algún error, te
recomiendo volver a revisar el tema ( o temas) en donde tuviste fallas. ¡suerte¡
 Si supiéramos que la tierra cuenta con cinco lunas que sucedería con:
o Las mareas
o Los días
o Los eclipses.
 . En lista y describe cuales son los movimientos del planeta tierra
o -o -o - Menciona y describe brevemente tres teorías del origen
del
universo
 Menciona y dibuja las condiciones de posición del planeta tierra, la luna y el sol para
que se den las diferentes tipos de mareas.
o --o ---j
o - Menciona y describe las capas del sol.
 Menciona cuatro elementos del universo
 Menciona cuantos tipos de galaxias existen
 Menciona LA clasificación de las estrellas
 A qué sistema planetario pertenecemos
 Menciona como se llama la galaxia en la que nos encontramos.
35