Download Movimiento de rotación

TEMARIO
1.1.- Astronomía de Posición
2.1.- Introducción al sistema Solar
3.1.- El Sol y los planetas
4.1.- ¿Que hay en el Universo?
5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos
6.1.- Bibliografía útil para aprender
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.1 Movimientos de la Tierra
1.1.1.1 Movimiento de rotación
La Tierra, aunque no parezca esta
en movimiento constante, se
mueve alrededor del Sol, esto se le
llama de Translación, otro es sobre
si mismo se le llama Rotación, a
esto debemos el día y noche, la
Tierra gira sobre sí misma en torno
a un eje de rotación una línea
imaginaria que la atraviesa de un
extremo al otro pero sobre un plano
inclinado en poco más de 23º. la
Tierra tarda 23h con 56 min en dar
una vuelta completa sobre sí
misma
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.1.1 Movimiento de rotación
El movimiento de traslación es un movimiento de la Tierra, por el cual nuestro globo se
mueve alrededor del Sol impulsado por la gravitación, y en un tiempo de 365 días, 5
horas y 57 minutos . Nuestro planeta describe una trayectoria elíptica de 930 millones
de kilómetros, a una distancia media del Sol de 150 millones de kilómetros, ocupando
el astro rey uno de sus focos, la distancia Sol-Tierra es 1 U.A. (una Unidad
Astronómica es igual a la distancia promedia entre el Sol y la Tierra, es decir,
149.675.000 km) 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, y a primeros 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.
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.1.2 Movimiento de precesión de los equinoccios
Los movimientos de rotación y traslación serían los únicos que la Tierra
ejecutaría si ésta fuese completamente esférica, pero al ser un elipsoide de
forma irregular aplastado por los polos la atracción gravitacional del Sol y de la
Luna, y en menor medida de los planetas, sobre el ensanchamiento ecuatorial
provocan una especie de lentísimo balanceo en la Tierra durante su movimiento
de traslación que recibe el nombre de precesión o precesión de los equinoccios,
y que se efectúa en sentido inverso al de rotación
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.1.2 Movimiento de precesión de los equinoccios
Debido a la precesión de los equinoccios se dan las siguientes consecuencias:
La posición del polo celeste va cambiando a través de los siglos.
1. Actualmente la estrella Polar, es una estrella que no coincide exactamente con el
Polo Norte Celeste, siendo la distancia de la Polar al Polo de aproximadamente 1º,
se irá aproximando hasta el año 2015 llegando a una distancia de 30', luego se
alejará paulatinamente describiendo un inmenso círculo para volver un poco cerca
de su posición actual después de transcurrir 25.765 años.
2) El desplazamiento de la retícula de coordenadas astronómicas respecto a las
estrellas. El Punto Aries y las coordenadas de las estrellas varían continuamente.
Aunque imperceptibles, estos desplazamientoa son significativos en largos
períodos de tiempo y requieren constantes correcciones de dichas coordenadas
celestes para un año en concreto.
3) El lento pero continuo deslizamiento que tiene lugar entre las constelaciones y
los signos zodiacales, que vinculados a las estaciones siguen a la Tierra en su
movimiento. Mientras que ahora, durante las noches invernales, observamos
algunas constelaciones como Tauro y Gémini, el Sol se encuentra en las
constelaciones estivales como Escorpio y Sagitario. Bien, dentro de 13.000 años en
las noches de invierno se observarán a Escorpio y Sagitario mientras que el Sol se
encontrará en las constelaciones como Tauro y Gémini.
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.1.3 Movimiento nutación
Es pequeño movimiento de vaivén del
eje de la Tierra. Como la Tierra no es
esférica, sino achatada por los polos,
la atracción de la Luna sobre el
abultamiento ecuatorial de la Tierra
provoca el fenómeno de nutación.
Para hacernos una idea de este
movimiento, imaginemos que,
mientras el eje de rotación describe el
movimiento cónico de precesión,
recorre a su vez una pequeña elipse o
bucle en un periodo de 18,6 años, y
en una vuelta completa de precesión
(25.767 años) la Tierra habrá
realizado más de 1.300 bucles.
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.2 Esfera Terrestre
1.1.2.1 Coordenadas geográficas
Las coordenadas geográficas son aquellas coordenadas que indican la posición del
observador en la superficie terrestre. Estas coordenadas tienen gran importancia
en navegación, ya que uno de los problemas fundamentales es obtener la
situación, por ejemplo, de un observador o de un barco. vamos a definir los puntos
y líneas de nuestra esfera terrestre:
Eje y polos: La Tierra gira alrededor de un eje denominado Eje de la Tierra, o Eje
del Mundo, o Línea de los Polos. A los extremos de este eje se llaman Polo Norte y
Polo Sur.
Ecuador: Es el círculo máximo normal al Eje de la Tierra. Los polos están
separados 90º del Ecuador. El Ecuador divide a la Tierra en dos semiesferas o
hemisferios, llamados Hemisferio Norte y Hemisferio Sur, según el Polo que tienen
en su centro.
Paralelos: Son los círculos menores paralelos al Ecuador;
hay infinitos paralelos pero tienen nombre especial
los siguientes:
Trópico de Cáncer
Trópico de Capricornio
Círculo Polar Ártico
Círculo Polar Antártico
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.2.1 Coordenadas geográficas
La Tierra queda dividida por estos paralelos en cinco Zonas que reciben los
siguientes nombres:
Una zona tórrida, comprendida entre los trópicos y que el Ecuador divide en
dos partes. coincide con la máxima y mínima declinación del Sol, y por
tanto, este astro alcanza grandes alturas en esta zona llegando a culminar
en el cenit dos veces al año. Por ello, los rayos solares inciden casi
normalmente sobre dicha zona y es la más calurosa.
Dos zonas templadas, limitadas por los trópicos y los círculos polares. En
las dos zonas templadas, los rayos solares inciden más oblicuamente,
nunca culmina el Sol en el cenit y al aumentar la latitud el Sol alcanza
menos altura y, por tanto, la temperatura en esta zona es menos elevada
que en la anterior.
Dos zonas glaciares, las extremas comprendidas entre los círculos polares
y los polares, los rayos del Sol inciden muy oblicuamente, calentando poco.
En estas zonas los días y la noches tienen mayores duraciones, tanto
mayor cuanto mayor es la latitud, hasta llegar a los polos en que la noche y
el día tienen una duración de seis meses, aunque existen los crepúsculos
que duran unos dos meses, nos referimos al Sol de Medianoche.
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.2.1 Coordenadas geográficas
Meridianos: Son los círculos máximos que pasan por los polos y son
normales al Ecuador. Los polos dividen a este meridiano en dos partes, se
llama meridiano superior Pn, a la otra mitad se la denomina meridiano
inferior Ps
Primer meridiano: Es el meridiano que se toma como origen para medir las
longitudes; actualmente es el Meridiano de Greenwich
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.2.1 Coordenadas geográficas
Latitud: es el arco de meridiano contado desde el Ecuador al punto donde se
encuentra el observador. Se representa por la letra f o por l. La latitud siempre es
menor de 90º y se llama latitud Norte cuando el observador o el lugar se
encuentra en el Hemisferio Norte y se llama latitud Sur cuando está en el
Hemisferio Sur. En los cálculos a las latitudes Norte se les da signo positivo y a
las latitudes Sur signo negativo. Los puntos que se encuentran en la misma latitud
se encuentran en el mismo paralelo.
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.2.1 Coordenadas geográficas
Longitud: Es el arco de Ecuador contado desde el meridiano superior de
Greenwich hasta el meridiano superior del lugar. Se cuenta menos de 180º,
llamándose longitud Oeste (W) cuando, vista desde fuera de la Tierra y el
Polo Norte arriba, el lugar queda a la izquierda del meridiano superior de
Greenwich y longitud Este (E) cuando, en estas condiciones, el lugar
queda a la derecha del meridiano superior de Greenwich. Podemos decir
que los paralelos son los lugares geométricos de los puntos que tienen la
misma latitud y los meridianos son los lugares geométricos de los puntos
que tienen la misma longitud. Se representa por el símbolo L.
1.1.- Astronomía de Posición
1.1.2.1 Coordenadas geográficas
Conociendo las coordenadas geográficas (f, L) podemos situar el punto
donde nos encontramos en la superficie terrestre. Para ello se toma en
el Ecuador a partir del meridiano superior de Greenwich un arco igual a
la longitud, si está el Polo Norte arriba, hacia la izquierda si es longitud
Oeste o hacia la derecha si es longitud Este; en caso de tener el Polo
sur arriba los sentidos son opuestos. Por el extremo de dicho arco
trazamos el meridiano del lugar. Sobre este meridiano del lugar
tomamos un arco igual a la latitud, el punto marcado corresponde a las
coordenadas conocidas.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.1 Origen del Universo
Teoría del Big Bang
La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y
15.000 millones de años, toda la materia del Universo estaba concentrada en
una zona extraordinariamente pequeña del espacio, y explotó. La materia salió
impulsada con gran energía en todas direcciones.
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se
concentrase más en algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras
estrellas y las primeras galaxias. Desde entonces, el Universo continúa en
constante movimiento y evolución.
Esta teoría se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta
desde un instante después de la explosión, pero no tiene una explicación para el
momento cero del origen del Universo, llamado "singularidad".
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.1 Origen del Universo
Teoría inflacionaria
La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del
Universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como
los que hay cerca de un agujero negro.
Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos,
produciendo el origen al Universo.
El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan
violenta que, a pesar de que la atracción de la gravedad frena las galaxias, el
Universo todavía crece.
No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia
en el vacío, porque en este punto se concentraban toda la materia, la energía,
el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni "antes". El espacio y el tiempo
también se expanden con el Universo.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.2. Las leyes de Kepler
La naturaleza de las órbitas de los planetas fue uno de los problemas
astronómicos más difíciles. Fue resuelto en el siglo XVII por el astrónomo
alemán Johannes Kepler. El descubrimiento de sus tres leyes (sobre el
movimiento de los planetas alrededor del Sol) se debe a los cálculos de gran
precisión que hizo su maestro Tycho Brahe sobre el planeta Marte. La primera
ley la enunció en 1609 y la tercera en 1618.
La primera ley dice que "todos los planetas se mueven describiendo órbitas
elípticas encontrándose el Sol en uno de sus focos"
La segunda ley dice que "las áreas barridas por los radios-vectores, la recta
que une al planeta con el Sol, son proporcionales a los tiempos empleados en
recorrerlas, es decir, en tiempos iguales son iguales".
La tercera y última ley dice "los cuadrados de los periodos (T) de los planetas
(el periodo es el tiempo que tarda un planeta en completar su revolución) son
proporcionales a los cubos de los semiejes mayores (D) de éstas órbitas".
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.2. Las leyes de Kepler
Según la 1ª ley, al ser las órbitas de los planetas elipses y ocupando el Sol uno
de sus focos la distancia del planeta al Sol varía siendo la distancia mínima
cuando el planeta se encuentra en el perihelio y la distancia máxima cuando el
planeta se encuentra en afelio. La línea que va desde el perihelio al afelio se la
denomina línea de los ápsides.
Las elipses de los planetas tienen poca excentricidad, o sea, sus órbitas son casi
circulares. Los planetas recorren sus órbitas en sentido directo (contrario al de las
agujas del reloj para un observador situado en el Polo Norte).
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.2. Las leyes de Kepler
Según la 2ª ley, la velocidad del planeta no es uniforme, siendo mayor en el
perihelio que en el afelio, por ser la distancia al Sol en el primero menor que en el
segundo. Es decir " que en tiempos iguales los arcos de elipse recorridos por un
planeta son tanto mayores cuando más cercanos se encuentra el planeta al Sol".
Esta diferencia de velocidades, como posteriormente demostró Newton, es
debida a la atracción que la masa del Sol ejerce sobre la masa del planeta, por lo
que al estar el planeta próximo al Sol aumenta la atracción y su velocidad es
mayor.
Según la 3ª ley, se deduce que la velocidad media con que recorren las órbitas
los planetas en tanto menor cuanto más alejado se encuentren los planetas del
Sol.
Las tres leyes de Kepler también se cumplen en los movimientos de los satélites
alrededor de sus planetas.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3 La Luna
2.1.3.1. Orbita Lunar
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La luna gira
alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días y
se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo
intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma
cara. Además, nuestro satélite completa una revolución relativa al
Sol en aproximadamente 29.53 días, período en el cual
comienzan a repetirse las fases lunares.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3.2 Rotación y traslación de la Luna
La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la
Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil detectar el movimiento
de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance
alrededor de 12 grados en el cielo cada día.
Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda
celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos semanas
ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del
Globo.
Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día, mientras que la Luna se
mueve en su órbita también hacia el este.
El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal
suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3.3. Libración lunar
Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta
su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su
movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el
crepüsculo cada día.
El movimiento propio de la Luna se traduce en un desplazamiento de
oeste a este, pero su movimiento aparente se produce de este a oeste,
consecuencia del movimiento de rotación de la Tierra.
La máxima superficie de la Luna visible desde la Tierra no es exactamente
el 50% sino llega hasta el 59%, por un efecto conocido como libración. La
excentricidad de la órbita lunar hace que la velocidad orbital no sea
constante y que, por tanto, puedan resultar visibles en el curso de un mes
partes normalmente escondidas en los bordes este y oeste. En este caso
se habla de una libración en longitud. De forma similar se tiene una
libración en la latitud como efecto de la inclinación de unos 5 grados de la
órbita lunar sobre el plano de la eclíptica.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3.4. Las fases de la luna
Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada
una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.
La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la
vemos.
En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se
puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.
La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta
recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.
Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo
que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3.5 Los eclipses
Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro. Como los cuerpos
celestes no están quietos en el firmamento, a veces la sombra que uno proyecta
tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.
En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades: eclipses de
Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la Tierra, debido a la
sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que son el oscurecimiento de
la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se situa en la zona de sombra que
proyecta la Tierra.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3.5 Los eclipses
Cuando la luna se interpone entre la tierra y el sol, el cono de su sombra se
proyecta sobre una zona de la tierra, y las personas que habitan en esa zona
quedan en la oscuridad, como si fuese de noche, porque la luna eclipsa, tapa
al sol. Este astro se ve como cubierto, que no es otra cosa sino la luna. Esto
es un eclipse de sol.
Del mismo modo, cuando la luna cruza el cono de sombra de la tierra,
desaparece a la vista de los habitantes del hemisferio no iluminado (noche)
los cuales pueden presenciar, en su totalidad, el eclipse de luna.
2.1.- Introducción al sistema Solar
2.1.3.5 Los eclipses
El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la tierra,
porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al sol para
la totalidad de la tierra.
Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales: cuando están en el
cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se introduce
parcialmente en la sombra.
Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres tipos:
Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la tierra, Y los habitantes
no ven la luz solar durante algunos minutos.
Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de tierra y los
habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol.
Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra
porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco solar.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.1. Características del Sistema Solar
El Sistema Solar está formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le
acompañan y el espacio que queda entre ellos.
Nueve planetas giran alrededor del Sol: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter,
Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. La Tierra es nuestro planeta y tiene un satélite, la
Luna. Algunos planetas tienen satélites, otros no.
Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y
Júpiter. Además, están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol.
A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayoría se
encienden y se desintegran cuando entran en la atmosfera. Son los meteoritos.
Los planetas, muchos de los satélites de los planetas y los asteroides giran alrededor
del Sol en la misma dirección, en órbitas casi circulares. Cuando se observa desde lo
alto del polo norte del Sol, los planetas orbitan en una dirección contraria al
movimiento de las agujas del reloj.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.1. Características del Sistema Solar
El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el
Sistema Solar. Los planetas están condensados del
mismo material del que está formado el Sol, contienen
sólo el 0.135% de la masa del sistema solar. Júpiter
contiene más de dos veces la materia de todos los otros
planetas juntos.
Los satélites de los planetas, cometas, asteroides,
meteoroides, y el medio interplanetario constituyen el
restante 0.015%.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.2. Formación del Sistema Solar
Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que
puede situarse hace unos 4.650 millones de años. Según la teoría de
Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a causa de la
fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad,
probablemente, debido a la explosión de una supernova cercana.
La mayor parte de la materia se acumuló en el centro. La presión era
tan elevada que los átomos comenzaron a partirse, liberando energia 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.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.2. Formación del Sistema Solar
Hay cinco teorías consideradas razonables:
1. La teoría de Acreción asume que el Sol pasó a través de una densa nube
interestelar, y emergió rodeado de un envoltorio de polvo y gas.
2. La teoría de los Proto-planetas dice que inicialmente hubo una densa nube
interestelar que formó un cúmulo. Las estrellas resultantes, por ser grandes,
tenian bajas velocidades de rotación, en cambio los planetas, formados en la
misma nube, tenían velocidades mayores cuando fueron capturados por las
estrellas, incluido el Sol.
3. La teoría de Captura explica que el Sol interactuó con una proto-estrella
cercana, sacando materia de esta. La baja velocidad de rotación del Sol, se
explica como debida a su formación anterior a la de los planetas.
4. La teoría Laplaciana Moderna asume que la condensación del Sol
contenía granos de polvo sólido que, a causa del roce en el centro, frenaron
la rotación solar. Después la temperatura del Sol aumentó y el polvo se
evaporó.
5. La teoría de la Nebulosa Moderna se basa en la observación de estrellas
jóvenes, rodeadas de densos discos de polvo que se van frenando. Al
concentrarse la mayor parte de la masa en el centro, los trozos exteriores, ya
separados, reciben más energía y se frenan menos, con lo que aumenta la
diferencia de velocidades.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.3. El Sol
Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento
del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del
Universo que emiten luz. El Sol es también nuestra
principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo,
en forma de luz y calor.
El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema
Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los
planetas y los hace girar a su alrededor.
El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene
combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará
a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una
gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y
se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un
trillón de años en enfriarse.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.3. El 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 dentro a fuera son:
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 Radiativa:: 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 reemitidos 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.
Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que
nosotros vemos, la superfície. 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 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.
Cromosfera: 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 millon de
grados. Esta 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.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.3. El Sol
Las manchas solares tienen una parte central
obscura conocida como umbra, rodeada de
una región más clara llamada penumbra. Las
manchas solares son obscuras ya que son
más frías que la fotosfera que las rodea.Son el
lugar de fuertes campos magnéticos. La razón
por la cual las manchas solares son frías no se
entiende todavía, pero una posibilidad es que
el campo magnético en las manchas no
permite la convección debajo de ellas.
Las manchas solares generalmente crecen y
duran desde varios días hasta varios meses.
Las observaciones de las manchas solares
reveló primero que el Sol rota en un período
de 27 días (visto desde la Tierra). El número
de manchas solares no es constante, y cambia
en un período de 11 años conocido como el
ciclo solar.
Las protuberancias solares son enormes chorros de
gas caliente expulsados desde la superficie del Sol, que
se extienden a muchos miles de kilómetros. Las
mayores llamaradas pueden durar varios meses. El
campo magnético del Sol desvia algunas
protuberancias que forman así un gigantesco arco. Se
producen en la cromosfera que está a unos 100.000
grados de temperatura.
Las protuberancias son fenómenos espectaculares.
Aparecen en el limbo del Sol como nubes flameantes en
la alta atmósfera y corona inferior y están constituidas
por nubes de materia a temperatura más baja y
densidad más alta que la de su alrededor.
Las temperaturas en su parte central son,
aproximadamente, una centésima parte de la
temperatura de la corona, mientras que su densidad es
unas 100 veces la de la corona ambiente. Por lo tanto, la
presión del gas dentro de una protuberancia es
aproximadamente igual a la de su alrededor.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.3. El Sol
El viento solar
El viento solar es un flujo de partículas cargadas, principalmente protones y
electrones, que escapan de la atmósfera externa del sol a altas velocidades y
penetran en el Sistema Solar.
Algunas de estas partículas cargadas quedan atrapadas en el campo
magnético terrestre girando en espiral a lo largo de las líneas de fuerza de uno
a otro polo magnético. Las auroras boreales y australes son el resultado de las
interacciones de estas partículas con las moléculas de aire.
La velocidad del viento solar es de cerca de 400 kilómetros por segundo en las
cercanías de la órbita de la Tierra. El punto donde el viento solar se encuentra
que proviene de otras estrellas se llama heliopausa, y es el límite teórico del
Sistema Solar. Se encuantra a unas 100 UA del Sol. El espacio dentro del
límite de la heliopausa, conteniendo al Sol y al sistema solar, se denomina
heliosfera
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.4. Los Planetas
Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia,
sino que reflejan la luz solar.
Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de
rotación y el de translación. Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del
eje. Ésto determina la duración del día del planeta. Por el de translación, los
planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta.
Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más
tiempo. Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más
inclinada, excéntrica y alargada.
3.1.- El Sol y los planetas
3.1.4. Los Planetas
Los planetas tienen forma casi esférica, como una
pelota un poco aplanada por los polos.
Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una
atmosfera sobre la superficie. Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son
planetas pequeños y rocosos, con densidad alta. Tienen un movimiento de
rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda. Júpiter,
Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos
de gas y hielo. Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más
abultamiento ecuatorial y anillos.
Planetas
Radio
ecuatorial
Distancia
al Sol (km.)
Lunas
Periodo de
Rotación
Órbita
Inclinación
del eje
Inclin.
orbital
Mercurio
2.440 km.
57.910.000
0
58,6 dias
87,97 dias
0,00 º
7,00 º
Venus
6.052 km.
108.200.000
0
-243 dias
224,7 dias
177,36 º
3,39 º
La Tierra
6.378 km.
149.600.000
1
23,93 horas
365,256 dias
23,45 º
0,00 º
Marte
3.397 km.
227.940.000
2
24,62 horas
686,98 dias
25,19 º
1,85 º
Júpiter
71.492 km.
778.330.000
63
9,84 horas
11,86 años
3,13 º
1,31 º
Saturno
60.268 km.
1.429.400.000
33
10,23 horas
29,46 años
25,33 º
2,49 º
Urano
25.559 km.
2.870.990.000
27
17,9 horas
84,01 años
97,86 º
0,77 º
Neptuno
24.746 km.
4.504.300.000
13
16,11 horas
164,8 años
28,31 º
1,77 º
1.160 km.
5.913.520.000
1
-6,39 días
248,54 años
122,72 º
17,15 º
Plutón
3.1.- El Sol y los planetas
Los planetas rocosos
Los planetas rocosos son los cuatro más interiores en el Sistema Solar:
Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Se les llama rocosos o terrestres porque
tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra. Venus, Tierra,
y Marte tienen atmósferas más o menos significativas, mientras que
Mercurio casi no tiene. Más allá de Marte se extiende una enorme distancia
hasta Júpiter, ocupada por miles de fragmentos rocosos (asteroides) que
forman una especie de cinturón, como si se tratase de un planeta
fragmentado o los trozos que nunca se llegaron a unir para formarlo.
3.1.- El Sol y los planetas
Los planetas jovianos
A Júpiter, Saturno, Urano, y Neptuno se les conoce como los planetas
Jovianos (relativos a Júpiter), puesto que son gigantescos comparados con
la Tierra, y tienen naturaleza gaseosa como la de Júpiter. Los planetas
Jovianos son también llamados los gigantes de gas , sin embargo algunos
de ellos tienen el centro sólido. El diagrama siguiente muestra la distancia
aproximada de los planetas Jovianos al Sol.
3.1.- El Sol y los planetas
Mercurio
Su órbita es la más cercana al Sol. Su brillo es superior al de una
estrella de primera magnitud. El tamaño de Mercurio, se estima
que es de unos 4840 kilómetros de diámetro y su volumen unas
veinte veces menor que el de la Tierra.
Este planeta como decimos, es el que más cerca se halla del Sol, y
describe una órbita muy excéntrica. Su distancia media al astro
central, es de 58 millones de kilómetros, que se reduce a 46 en el
Venus
perihelio, para elevarse a 69 en el afelio. Por ello, la revolución
completa que dura 87,969 días, se efectúa con velocidad muy
Venus es el segundo planeta de nuestro Sistema Solar. Es a
desigual de un punto a otro. De 39 kilómetros por segundo en el
simple vista, uno de los más hermosos astros que podemos
afelio, pasa a 59 kilómetros por segundo en el perihelio, siendo el
contemplar (no obstante muchas veces, al observarlo con
promedio de 47,83 kilómetros por segundo
telescopio nos decepciona). A Venus, lo mismo que a
Mercurio, siempre los vemos cerca del Sol por ser planetas
interiores y por tanto, bien al amanecer antes del orto o
salida, o al atardecer, después del ocaso o puesta. Muchas
veces, lo vemos entre esas luces crepusculares, que hacen
tan bellas las puesta del Sol (y también los ortos o salidas).
Por todo ello, conocemos a Venus como "lucero matutino" o
"lucero vespertino" y también como "lucero del alba" o
"lucero de la mañana" y "lucero de la tarde"
El albedo, o capacidad de reflejar la luz del Sol de Venus es
muy alto. Se compara su albedo, con el que nos da la nieve.
Es ese brillo que nos molesta tanto, cuando vamos en
invierno a la montaña
3.1.- El Sol y los planetas
La Tierra
Marte
La Tierra posee unas características
muy especiales en comparación con los
demás astros que forman parte del
Sistema Solar. Tiene agua abundante,
la que le da, vista desde el espacio, un
característico color azul, y tiene una
atmósfera en equilibrio con el agua y
con los seres vivos. Su superficie sólida
está formada por gigantescas placas
litosféricas en movimiento constante. La
energía que recibe del Sol es la óptima
para la vida. Ni es excesiva, como para
evaporar el agua y hacer desaparecer
la atmósfera, ni es tan poca que
mantuviera el agua helada
Marte, tiene un diámetro de unos 6.760
kilómetros o sea, que es tan solo un poco
mayor que la mitad del diámetro del
globo terrestre. Tal dimensión supone
una superficie 3,6 veces menor en
extensión y un volumen, siete veces
inferior comparado con la Tierra
Se conoce con exactitud cuanto dura la
revolución alrededor de su eje, 24 horas,
37 minutos y 22 segundos. Resulta pues,
que sus días y noches son únicamente
algunos minutos más largos que en la
Tierra. Y todavía existe otra semejanza:
su movimiento alrededor del Sol, lo
efectúa en un plano inclinado respecto de
la Eclíptica un ángulo similar al de la
Tierra. Para Marte es de 25o y para la
tierra es algo mayor que 23o. Es lo que
se llamamos oblicuidad de la Eclíptica
3.1.- El Sol y los planetas
Jupiter
Su diámetro medio es de 142.700 kilómetros. O
sea 11,14 veces el de la Tierra. El examen con
telescopio y también con prismáticos, nos pone
de manifiesto su forma claramente achatada,
debida sin duda a la acción de la fuerza
centrífuga desarrollada por un movimiento de
rotación tan rápido como es el que tiene.
Efectivamente, su rotación alrededor de su eje,
la efectúa en nueve horas y cincuenta minutos,
por lo que las alternancias de día y de noche, se
suceden rápidamente. Tanta es la fuerza de
gravedad en la superficie de este gran planeta,
que actualmente, la energía que se conoce y con
la que los hombres de ciencia han logrado hacer
despegar de la Tierra a las naves que surcan
esos espacios interplanetarios, no sería
suficiente para despegar del planeta Júpiter
Saturno
Es el sexto planeta en orden de su distancia
al Sol. Saturno es uno de los cuatro "gigantes
gaseosos" superado en tamaño sólo por
Júpiter. Su diámetro ecuatorial es 9.4 veces
el de la Tierra y su masa es 95 veces
mayor. Sin embargo, su densidad media es
sólo 0.7 veces la del agua. El Hidrógeno y el
helio conforman la mayor parte de su masa.
Tiene un núcleo central rocoso, de diez a
quince veces la masa de la Tierra, que está
rodeado por un espeso manto de hidrógeno y
helio líquidos. En la región de altas presiones
que rodea al núcleo, el hidrógeno adquiere la
forma de un metal. Las capas más externas
del planeta son gaseosas; sus características
visibles son bandas de nubes en la parte alta
de su atmósfera. Los patrones de nubes de
Saturno normalmente no muestran mucho
contraste de colores. Sin embargo,
ocasionalmente se observa actividad de
3.1.- El Sol y los planetas
Urano
Neptuno
Urano está muy lejos del Sol. Su distancia
media es de 21.869 millones de kilómetros y la
excentricidad de su órbita es 0,046. En 1967, el
planeta estaba en el perihelio. En la actualidad
se aleja del Sol y alcanzará el afelio en el año
2011. Su periodo alrededor del Sol es de
ochenta y cuatro años. Curiosamente, el eje de
rotación de Urano alrededor del cual gira, tiene
una inclinación de 98 grados respecto de la
Eclíptica, por lo que en un simil muy gráfico,
podríamos imaginarnos a Urano com una gran
esfera rodando sobre dicho plano. Su volumen
es 63 veces el de la Tierra y su temperatura
debe ser inferior a los 200 grados bajo cero. se
le conocen quince satélites
Neptuno es el planeta más exterior de los
gigantes gaseosos. Tiene un diámetro
ecuatorial de 49,500 kilómetros (30,760
millas). Si Neptuno estuviera vacio,
contendría casi 60 Tierras. Neptuno
completa su órbita alrededor del Sol cada
165 años. Tiene ocho lunas . Los dos
tercios interiores de Neptuno están
compuestos por una mezcla de roca
fundida, agua, amoniaco y metano
líquidos. El tercio exterior es una mezcla
de gases calientes compuestos por
hidrógeno, helio, agua y metano. El
metano da a las nubes de Neptuno su
característico color azul. Los vientos más
fuertes medidos en cualquiera de los
planetas del sistema solar son los de
Neptuno. La mayor parte de estos vientos
soplan en dirección oeste, en sentido
contrario a la rotación del planeta. Cerca
de la Gran Mancha Oscura, los vientos
soplan casi a 2,000 kilómetros
4.1.- ¿Que hay en el Universo?
4.1.1 Agujero negro
Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo
gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación
electromagnética puede escapar de su proximidad. Un
campo de estas características puede corresponder a un
cuerpo de alta densidad con una masa relativamente
pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada
en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja
densidad con una masa muy grande, como una colección
de millones de estrellas en el centro de una galaxia.
Es un “agujero” porque las cosas pueden caer, pero no salir
de él, y es negro porque ni siquiera la luz puede escapar.
Otra forma de decirlo es que un agujero negro es un objeto
para el que la velocidad de escape es mayor que la
velocidad de la luz, conocido como el ultimo límite de
velocidad en el universo.
4.1.- ¿Que hay mas en el Universo?
4.1.2 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 energia 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.
4.1.- ¿Que hay mas en el Universo?
4.1.3 Cuásares
Los Cuásares son objetos lejanos que
emiten grandes cantidades de energía,
con radiaciones similares a las de las
estrellas. Los cuásares son centenares
de miles de millones de veces más
brillantes que las estrellas. Posiblemente,
son agujeros negros que emiten intensa
radiación cuando capturan estrellas o gas
interestelar.
La luz que percibimos ocupa un rango muy estrecho en el
espectro electromagnético y no todos los cuerpos cósmicos
emiten la mayor parte de su radiación en forma de luz visible. Con
el estudio de las ondas de radio, los radioastrónomos empezaron
a localizar fuentes muy potentes de radio que no siempre
correspondían a objeto visibles.
La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source
(fuentes de radio casi estelares).
4.1.- ¿Que hay mas en el Universo?
4.1.4 Púlsares
La palabra Púlsar es un acrónimo de "pulsating radio source", fuente de radio
pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de
ritmo, y sólo en algunos casos.
Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se
detectan mediante radiotelescopios.
Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a
gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.
Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de
bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de
energía.
El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo
acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de
radio.
5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos
5.1.1 Tipos de Telescopios
Refractores
5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos
5.1.1 Tipos de Telescopios
Reflectores
5.1.- Instrumentos ópticos astronómicos
5.1.1 Tipos de Telescopios
Profesionales
6.1.- Bibliografía útil para aprender
Observando las constelaciones a simple vista.
Herve Burillier.. Edit. Larosse. 2004
Observando el cielo a simple vista y con prismaticos.
Pierre Bourge y Jean Lacrox. Edit. Larousse . 2004
6.1.- Bibliografía útil para aprender
Descrubrir el cielo desde la ciudad.
Denis Berthier. Editorial Larousse. 2004
Atlas de estrellas.
Serge Brunier. Edit. Larousse. 2004
6.1.- Bibliografía útil para aprender
Observar el cielo.
David h. Levy. Edit. Planeta. 2003
Iniciaci{on a la Astronom{ia.
Jose Luis Fuentes Yague. Edit. Mundi-Presa. 1999
6.1.- Bibliografía útil para aprender
Astronomía
M. A. Garlick Edit. Kosmos
Astronomía Básica
J. Antonio García Barreto Editorial Fondo de Cultura Económica 2000
Fotos