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Liceo Camilo Henríquez. Temuco
Departam en to de Cien cias. Física
Octubre 2013
Liceo Camilo Henríquez. Temuco. Departamento de Ciencias. Física.
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Liceo Camilo Henríquez. Temuco. Departamento de Ciencias. Física.
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LA TIERRA
Nuestro mundo, La Tierra, es uno de los planetas que orbitan alrededor de una estrella enana amarilla, el
Sol, la cual se encuentra en uno de los brazos estelares de la gran galaxia espiral que nosotros
denominamos Vía Láctea.
Es, al día de hoy, el único objeto en el que conocemos la existencia de formas de vida orgánica, sin que las
condiciones de temperatura, gravitación superficial, distancia a la estrella, composición atmosférica
adecuada, etc., óptimas para el desarrollo de la vida tal como la conocemos, se repita en ninguno de los
restantes objetos, planetas u asteroides, que conforman todo el sistema que orbita a la estrella.
¿Cómo se formó la Tierra?
De acuerdo a la teoría actual acerca del origen de la tierra, nuestro planeta se habría formado al mismo
tiempo que el resto del sistema solar, hace unos 4.600 millones de años, a partir de una nube de gas y
polvo estelar que colapsó y luego se enfrió.
A. En la hipótesis de acreción homogénea, primero se habría formado un conglomerado relativamente
homogéneo y luego, por gravedad, se habrían ubicado al centro los elementos más pesados como el
hierro, dando lugar al núcleo y en torno a él habrían quedado los elementos más livianos, como los
silicatos, formando el manto.
B. La hipótesis de acreción heterogénea postula que inicialmente se formó el núcleo compuesto por los
elementos más densos y que este habría atraído gravitacionalmente a los silicatos para formar el
manto.
Los egipcios imaginaban la Tierra como un plato que flotaba sobre la inmensidad del agua. Los griegos
plantearon que era como un disco redondo y plano apoyado sobre gigantescas columnas.
Masa, volumen y densidad de la Tierra
En la actualidad el valor más aceptado el de 5,98 x 1024 kg. Considerando este valor y a la Tierra como una
esfera con un radio medio de 6.370 km, al determinar su volumen resulta ser aproximadamente de 1,08 x
1021 m3, su densidad media es aproximadamente de 5.500 kg/m3 . La densidad estimada en el núcleo del
planeta es de unos 11.000 kg/m3.
La primera estimación del radio terrestre
En el siglo II a.c., Eratóstenes, director de la biblioteca de Alejandría, gran astrónomo y matemático griego,
realizó por primera vez una medida experimental del radio terrestre. Además, como astrónomo,
Eratóstenes comprendió la forma casi esférica de la Tierra al observar la forma de su sombra proyectada
sobre la luna en los eclipses de luna. El valor obtenido fue de 5.968,3 km en tanto que el valor aceptado
hoy es 6.370 km.
La Tierra es un gigantesco imán
¿Qué es el campo magnético terrestre?
La hipótesis más aceptada se basa en la inducción
electromagnética que producirían los electrones de los
metales fundidos que hay en el núcleo externo terrestre al
producirse la rotación del globo. El efecto que produce este
campo magnético origina una región que circunda la Tierra
denominada magnetosfera. Esta capa desempeña un rol
fundamental en la preservación de la vida, pues funciona
como un blindaje que protege a nuestro planeta del viento
solar y de los rayos cósmicos. Además, en esta capa se
producen las auroras boreales y australes, al interactuar con
las partículas procedentes del sol.
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Composición de la Tierra
El planeta Tierra está compuesto básicamente de una región gaseosa, de una líquida y de una región
denominada geosfera.
Nuestro planeta está formado básicamente por tierra (geosfera) y por agua (hidrosfera); además está
rodeado por una capa de gases (atmósfera). La geosfera representa el 99,9 %, aproximadamente, de la
masa del planeta, la hidrosfera es el 0,02 % Y la atmósfera solo el 0,008 %.
Composición interna de la geosfera
Se sabe que nuestro planeta está formado básicamente por tres regiones concéntricas bien definidas
denominadas: corteza, manto y núcleo.
Corteza. Es la región más superficial de nuestro planeta y por ello la parte con menor temperatura. Está
formada por rocas volcánicas y sedimentarias. Su espesor fluctúa entre los 6 km bajo el suelo marino y 105
60 km bajo las regiones montañosas. Su densidad media es de 2.800 kg/m3.
Manto. Esta región se extiende bajo la corteza hasta unos 2.900 km de profundidad. Las temperaturas en
su interior oscilan entre los 1.500 y los 3.000 °K. Básicamente está formado por silicio, magnesio, aluminio,
calcio y oxígeno.
Manto inferior. Se extiende entre el manto superior y el núcleo. En esta región la fase de los materiales es
sólida, sin embargo, debido a las temperaturas elevadas se comporta como una masa líquida de gran
viscosidad.
Manto superior. Contiene minerales sólidos.
Núcleo. Es la región más
interna de la Tierra. Se
extiende desde la base del
manto hasta el centro de la
Tierra.
Su
espesor
aproximado es de 3.500 km.
Básicamente
contendría
hierro y níquel.
Núcleo
interno.
Se
extiende desde los 5.100 km
hasta los 6.378 km de
profundidad. Está formado
principalmente por hierro y
níquel en fase sólida debido
a las enormes presiones
existentes (106 veces mayor
que la presión atmosférica).
La temperatura es más
elevada que en el núcleo
externo.
Núcleo
externo.
Se
extiende desde los 2.900 km hasta los 5.000 km de profundidad. En su interior la temperatura alcanza
unos 6.000 °K, razón por la cual el hierro y el níquel se presentan en fase líquida.
Estructuras dinámicas de la geosfera
Desde un punto de vista dinámico, la corteza se puede dividir en diversas regiones, siendo las más
relevantes para la comprensión de los fenómenos sísmicos y volcánicos la litosfera y la astenosfera.
La capa dinámica más externa se conoce como litosfera y está formada por la corteza y la porción más
externa del manto superior. Su espesor varía entre los 100 km bajo el suelo marino y los 300 km bajo las
cadenas montañosas. Le sigue la astenosfera que está formada por material fundido del manto superior
llamado magma. Por ello se dice que la litosfera se encuentra flotando sobre un mar caliente llamado
astenosfera.
Fenómenos tectónicos
La teoría de tectónica de placas complementa a la teoría de la deriva continental en la explicación de los
llamados fenómenos tectónicos, como la formación de cordilleras, de volcanes y la ocurrencia de los
movimientos sísmicos.
Alfred Wegener, geofísico y meteorólogo alemán, luego de investigar las similitudes entre las formas de
las costas africanas y sudamericanas postuló, en 1912, que alguna vez hubo un único supercontinente al
que denominó Pangea. Su teoría conocida como deriva continental sostiene que el Pangea se habría
fracturado hace unos 200 millones de años y que los fragmentos habrían comenzado un lento movimiento
alrededor de la superficie terrestre.
En 1960 nace la teoría de la tectónica de placas, según la cual, la litosfera está dividida en placas que se
mueven unas respecto a otras "flotando" sobre la astenosfera debido a corrientes convectivas ascendentes
que se producen en el manto externo.
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Los límites o fronteras entre las placas pueden ser clasificados en transcurrentes, divergentes, y
convergentes, de acuerdo a su comportamiento.
A.Las fronteras transcurrentes se encuentran entre placas en contacto
que se mueven unas respecto a las otras en forma paralela al límite de
contacto. El caso más conocido es el de la falla de San Andrés en California.
Las fronteras divergentes o bordes constructivos o de
expansión, se presentan entre dos o más placas que se
separan entre sí. Esta separación origina el constante
afloramiento o creación de nuevo material, como ocurre
en los grandes sistemas montañosos de las profundidades
oceánicas.
Las fronteras convergentes o bordes destructivos, se dan entre
placas que se acercan entre sí. Si las placas tienen diferente
densidad se produce el fenómeno de subduccl6n:
la placa más densa se introduce por debajo de la placa menos
densa..
Esto ocurre, por ejemplo, en nuestro país en que la placa de
Nazca es más densa que la sudamericana. Si ambas placas
poseen similar densidad, colisionan originando grandes deformaciones o plegamientos en las zonas de
contacto.
Distribución de las placas tectónicas. Las placas de Nazca y Sudamericana se acercan 9cm al año. Las medidas de las velocidades
relativas entre placas han sido posibles gracias a censores Doppler incorporados en satélites orbitales GPS.
El volcanismo
En nuestro planeta existen aproximadamente unos 10.800 volcanes, de los cuales unos 300 se encuentran
activos. Un volcán es la parte más externa de un sistema magmático de grandes dimensiones. El magma
proviene de la fusión parcial de las rocas del manto terrestre.
La erupción de un volcán tiene su origen en las llamadas cámaras magmáticas, donde la presión al interior
es capaz de generar corrientes ascendentes de magma a través de unos ductos llamados chimeneas hasta
alcanzar la superficie terrestre donde se mezcla con los gases atmosféricos, y emerger por el cráter del
volcán con el nombre de lava.
Según la forma de su abertura o cráter, los volcanes pueden ser puntuales o fisurales. Los volcanes
puntuales, como el Etna (Italia) o el Villarrica (Chile), poseen puntas y tienen una chimenea, un cono y un
cráter de forma más o menos circular.
En cambio, los volcanes fisurales, como el volcán Decán (India), tiene como abertura una grieta o fisura de
gran longitud.
La formación de cordilleras
Se llama orogénesis al proceso geológico, producido por la interacción entre placas tectónicas, que da
origen a la formación de las cordilleras. Los geólogos sostienen que la cordillera de la Costa se formó
cuando la placa de Nazca colisionó con la placa Sudamericana, mientras que la cordillera de los Andes se
habría formado debido a la ascensión progresiva de magma como consecuencia de la subducción de la
placa de Nazca bajo la placa Sudamericana. Otro ejemplo son las cordilleras mesodorsales submarinas del
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Pacífico y del Atlántico, que tienen su origen en la zona de contacto entre dos placas divergentes. La
cordillera del Himalaya, al igual que los Alpes, los Pirineos y los Urales, se formaron por la interacción
convergente de dos placas de densidades similares. La colisión entre el continente asiático con India,
produjo un plegamiento de la corteza terrestre dando lugar a la cadena montañosa más alta de todo el
planeta.
La secuencia ilustra la formación de la cordillera de los Andes ocurrida varios miles de años atrás por
subducción.
Los movimientos sísmicos
Los sismos son movimientos de tierra producidos por el acomodamiento de las rocas en la litosfera. La
mayor parte de ellos se producen en los bordes de las placas tectónicas como resultado del roce entre ellas.
Cuando las placas se atascan en su movimiento, permanecen en un estado llamado de equilibrio elástico
acumulando gran cantidad de energía. Sin embargo, debido a las diferentes características físicas que
posee cada placa, ya la energía almacenada, esta situación de equilibrio se termina, liberándose gran
cantidad de energía, acumulada durante años, que se propaga en todas direcciones a través de un
proceso ondulatorio. El lugar al interior de la corteza donde ello ocurre se denomina foco o hipocentro del
sismo, mientras que la proyección del foco sobre la superficie se conoce como epicentro.
Tipos de ondas en un sismo.
¿Cómo se detectan los sismos?
Con un sismógrafo que es un instrumento que registra las ondas sísmicas.
Características de un sismo
Intensidad. Se relaciona con los efectos y daños producidos en un lugar determinado. Por esto, la
intensidad de un sismo no es única sino que varía con la distancia al hipocentro y con las características del
terreno donde se realiza la observación. La escala modificada de Mercalli, es habitualmente usada
para determinar la intensidad de un sismo. Esta escala es cerrada, cuenta con doce descriptores que
permiten cuantificar desde un sismo apenas perceptible (grado 1) hasta uno que produce destrucción total
(grado XII). Sin embargo, esta escala es muy subjetiva ya que depende del nivel de percepción que posea
el observador del evento sísmico.
Magnitud. A diferencia de la intensidad, la magnitud de un sismo es la medida de la energía liberada
en el hipocentro, tiene un valor único y es independiente de la distancia al observador, lo que la hace una
escala muy objetiva. Para cuantificar la magnitud de un sismo, se utiliza la escala de Richter, es una
escala abierta pudiendo incluso registrar magnitudes negativas para vibraciones milimétricas. En la
escala Richter, un sismo grado 7,5 libera unas 30 veces más energía que uno grado 6,5 y casi 900 veces más
energía que uno grado 5,5.
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Magnitud en Escala Richter
Menos de 3.5
Efectos del terremoto
Generalmente no se siente, pero es registrado
3.5 - 5.4
A menudo se siente, pero sólo causa daños menores
5.5 - 6.0
Ocasiona daños ligeros a edificios
6.1 - 6.9
Puede ocasionar daños severos en áreas muy pobladas.
7.0 - 7.9
Terremoto mayor. Causa graves daños
8 o mayor
Gran terremoto. Destrucción total a comunidades cercanas.
En Chile se distinguen tres zonas con un comportamiento sísmico diferente: la zona norte, donde ocurre
un sismo mayor cada 143 años aproximadamente; la zona central, donde el período de recurrencia de
dichos sismos es de 86 años y la zona sur, donde dicho período es de 130 años.
Tsunamis o maremotos
La palabra tsunami proviene del japonés y significa onda de bahía. Un tsunami puede ser generado por
derrumbes submarinos, terremotos o erupciones volcánicas y consiste en una o varias olas que se propagan
por el mar muy velozmente a través de grandes distancias azotando las regiones costeras causando daños
materiales, muerte y desolación.
¿Cómo se genera un tsunami?
El origen más común de un tsunami es la ocurrencia de un sismo de gran envergadura con un hipocentro
superficial bajo el mar. Este tipo de terremotos produce un notorio desplazamiento vertical del piso
oceánico hacia arriba y hacia abajo, provocando una deformación momentánea del nivel del mar en el
área involucrada. La vuelta del mar a su nivel original genera una serie de ondas que se propagan en
todas las direcciones.
Estas ondas generadas cambian su velocidad según la profundidad del agua (refracción). Por ejemplo,
para profundidades en el mar de unos 4.000 m las ondas de tsunami se propagan con velocidades
cercanas a los 800 km/h y su altura no excede los 50 cm. Sin embargo, a medida que se aproximan a las
regiones costeras, donde la profundidad es menor, su velocidad de propagación disminuye y a la vez
aumenta la altura de las olas.
¿Es posible predecir la ocurrencia de un tsunami?
Hasta la fecha no es posible predecir cuándo y dónde ocurrirá un tsunami. Sin embargo, es posible alertar
a la población de una región costera de la llegada inminente de las olas, minutos después de generado el
tsunami en el océano.
Terremotos más relevantes del siglo XX y XXI ocurridos en Chile.
- 24 de enero de 1939, Chillán: Es el evento sísmico que mayor pérdida de vidas ha producido en este
siglo en Chile. El remezón más fuerte ocurrió cuando faltaban 30 minutos para la medianoche y fue
seguido de varias réplicas. Aunque se sintió entre Santiago y Temuco, las provincias más afectadas fueron
las del Maule, Linares, Ñuble y Concepción.
El sismo alcanzó una intensidad de XI grados en la escala de Mercalli y una magnitud de 8,3 en la de
Richter. Según el informe oficial, 30.000 personas perdieron la vida, en tanto que 58.000 resultaron
heridas y 1.765.000 damnificadas.
- 21 y 22 de mayo de 1960, Valdivia. Registró una
intensidad de X a XI grados en la escala de Mercalli y una
magnitud de 9,5 en la de Richter, convirtiéndolo en el mayor
terremoto del que se tiene registro en la era moderna.
Los movimientos del 21 y 22 de mayo fueron seguidos por un
tsunami que destruyó lo poco que había quedado en pie, y
cuyos efectos también se sintieron en Japón, Hawai, Filipinas,
la costa oeste de Estados Unidos y Nueva Zelanda. Los
terremotos de 1960 fueron provocados por el movimiento de
la Placa de Nazca bajo la Sudamericana. Se ha calculado
que en esa oportunidad la longitud de la falla fue de 1.000
kilómetros y su desplazamiento promedio de 20 metros. Por
esta razón, los movimientos pueden ser calificados como un
cataclismo, ya que causaron enormes deformaciones de la
corteza, lo que provocó alzamientos hacia el lado oceánico
de 5,7 metros y hundimientos en el lado continental de hasta
2,7 metros.
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- 27 de Febero de 2010, Concepción, Alcanzo una magnitud de 8,8 grados en la escala de Richter
produjo un Tsunami.
La hidrosfera
La hidrosfera está formada por toda el agua contenida en el planeta Tierra, localizada en océanos, mares,
lagos, ríos, napas subterráneas, glaciares y casquetes polares.
Toda el agua de la Tierra, según cálculos recientes, se estima en unos 1.630 x 10 15 litros. Además, se calcula
que alrededor de un 76 % de la superficie terrestre se encuentra cubierta por el agua de los océanos.
El ciclo del agua constituye un nexo vital entre la atmósfera, la geosfera y la hidrosfera permitiendo crear
las condiciones que posibilitan la vida en nuestro planeta.
La atmósfera: una envoltura protectora
Nuestro planeta está rodeado por una región gaseosa llamada atmósfera, que se compone básicamente
de cuatro capas: troposfera, estratosfera, mesosfera y termosfera.
Capas de la atmósfera
La troposfera llega hasta un límite superior (tropopausa) situado a
9 Km de altura en los polos y los 18 km en el ecuador. En ella se
producen importantes movimientos verticales y horizontales de las
masas de aire (vientos) y hay relativa abundancia de agua. Es la
zona de las nubes y los fenómenos climáticos: lluvias, vientos, cambios
de temperatura. La temperatura va disminuyendo conforme se va
subiendo, hasta llegar a -70ºC en su límite superior.
La estratosfera comienza a partir de la tropopausa y llega hasta
un límite superior (estratopausa), a 50 km de altitud. La
temperatura cambia su tendencia y va aumentando hasta llegar a
ser de alrededor de 0ºC en la estratopausa. En esta parte de la
atmósfera, entre los 30 y los 50 kilómetros, se encuentra el ozono,
importante porque absorbe las dañinas radiaciones de onda corta.
La mesosfera, que se extiende entre los 50 y 80 km de altura,
contiene sólo cerca del 0,1% de la masa total del aire. Es importante por la ionización y las reacciones
químicas que ocurren en ella. La disminución de la temperatura combinada con la baja densidad del aire
en la mesosfera determinan la formación de turbulencias y ondas atmosféricas que actúan a escalas
espaciales y temporales muy grandes. La mesosfera es la región donde las naves espaciales que vuelven a
la Tierra empiezan a notar la estructura de los vientos de fondo, y no sólo el freno aerodinámico.
La ionosfera se extiende desde
una altura de casi 80 km sobre la
superficie terrestre hasta 640 km
o más. A estas distancias, el aire
está enrarecido en extremo.
La región que hay más allá de la
ionosfera recibe el nombre de
exosfera y se extiende hasta los
9.600 km, lo que constituye el
límite exterior de la atmósfera.
Más allá se extiende
la
magnetosfera, espacio situado
alrededor de la Tierra en el cual,
el campo magnético del planeta
domina
sobre
el
campo
magnético
del
medio
interplanetario.
La Tierra primitiva
Nuestro planeta, según los
arqueólogos y paleontólogos, que
se encontraba inicialmente a alta
temperatura, experimentó un
proceso
de
enfriamiento
paulatino
hasta
lograr
temperaturas adecuadas para
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mantener estables algunos compuestos de carbono. El calor disipado desde la protogeosfera no pudo
escapar hacia el espacio exterior debido a la presencia de una atmósfera primitiva, llena de nubes y gases
provenientes de la superficie terrestre.
Cuando la temperatura del planeta bajó de los 100 °C, las nubes de vapor se condensaron y llovió sin
parar durante cientos de años hasta que el sol comenzó a incidir sobre el planeta en formación.
Origen de la vida en la Tierra
Los estudios científicos consideran al carbono como el elemento químico principal para la existencia de la
vida tal como la conocemos.
Miller propone que la vida tendría un origen terrestre y se habría formado por las reacciones
experimentadas por los gases atmosféricos primitivos al ser afectados por grandes descargas eléctricas.
El cuidado de nuestro planeta Tierra
Como sabemos, el acelerado proceso de industrialización en los últimos 150 años, ha mejorado
enormemente nuestra calidad de vida; sin embargo, también ha contribuido a alterar algunas de las
condiciones del planeta. La acumulación de algunos contaminantes en la atmósfera está produciendo un
efecto global llamado efecto invernadero que incidiría en el calentamiento del planeta y en un cambio en
las condiciones c1imáticas a nivel mundial, lo que podría ser perjudicial para los seres vivos.
Otro efecto producido en la atmósfera ha sido el adelgazamiento de la capa de ozono debido al uso
durante años de los CFC (clorofluorocarbonos) en sistemas de refrigeración y aerosoles. El ozono forma una
capa en la atmósfera que filtra la radiación ultravioleta procedente del sol que es nociva para los seres
vivos.
Los procesos industriales eliminan numerosos desechos que, generalmente, son tóxicos. Como una forma de
eliminar estos desechos, muchas industrias los depositan en cursos de agua que luego llegan al mar. La
contaminación del agua en estos sectores afecta a los seres vivos que viven allí.
Actualmente hay diversas organizaciones gubernamentales y no gubernamentales en todo el mundo que
estudian y ponen en práctica medidas para disminuir las alteraciones producidas por el ser humano en el
ambiente. Sin embargo, tal vez lo que más pueda contribuir a mejorar y solucionar las situaciones
descritas, pensando en el largo plazo, sea un cambio de actitud en cada uno de nosotros frente al
ambiente y a su preservación.
El calentamiento global
Uno de los problemas medioambientales más
preocupantes en este momento es el creciente
aumento de la temperatura de la superficie de la
Tierra. Este efecto, denominado calentamiento
global es producido por un fenómeno conocido
como el efecto invernadero. El efecto invernadero
se produce de manera natural cuando la
radiación infrarroja emitida por la superficie del
planeta no logra abandonar completamente la
atmósfera, quedando atrapada en ella, debido a
la presencia del CO2 y haciendo que aumente la
temperatura. Sin embargo, este efecto se ha
incrementado por la emanación durante décadas
de gases como CO2 y CH4 desde los motores de
combustión, sistemas de aire acondicionado y
productos en aerosol, incrementando la
concentración de gases atmosféricos y aumentando así el porcentaje de radiación infrarroja emitido
por la Tierra y que queda retenido en la
atmósfera. En los últimos 120 años la temperatura
promedio del planeta ha aumentado 0,5 °c y se
espera un incremento de 4,5 °c en los próximos 40
años.
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EL SISTEMA SOLAR
Historia del conocimiento del sistema solar
Las primeras observaciones astronómicas de las que se tiene registro fueron hechas aproximadamente
cuarenta siglos antes de Cristo en un pueblo de Asia Central, cuyo conocimiento se esparció por el resto
de Asia, Europa, Egipto y Mesopotamia, donde se conocieron algunas constelaciones, se predijeron los
movimientos de la Luna y se hizo un calendario basado en sus desplazamientos.
Los griegos, entre los siglos VI y II a. C. aproximadamente, desarrollaron modelos geométricos para
relacionarlos con sus observaciones. La escuela pitagórica y Aristóteles proponían que el cosmos estaba
formado por esferas concéntricas que giraban alrededor de la Tierra, en las cuales los astros estaban fijos,
siendo la Tierra el centro del Universo. Fue Aristarco de Samos, en el siglo II a. c., quien propuso que la
Tierra giraba alrededor del Sol. Sin embargo, el modelo geocéntrico siguió predominando durante los
siguientes 1.700 años.
Durante la época del Renacimiento, Nicolás Copérnico (1473-1543) desarrolla las ideas de Aristarco
aplicándole los métodos geométricos de Tolomeo y de Hiparco y postuló que el Sol ocupaba el centro del
cosmos y todos los planetas giraban en círculo alrededor de él, es decir, planteó un modelo heliocéntrico
del sistema solar. Junto con Ticho Brahe, Kepler, Galileo y más tarde Newton, comienza una nueva era de
la astronomía donde se desarrollan nuevos conocimientos basados en modelos matemáticos y rigurosas
observaciones instrumentales.
El danés Tycho Brahe (1546-1601), uno de los mayores astrónomos prácticos del siglo XVI,
midió la posición de los planetas con gran precisión. Para Tycho, el Sol circulaba
alrededor de la tierra (inmóvil) y el resto de los planetas giraban en torno al Sol. Johanes
Kepler (1571-1630) partió de las observaciones de Tycho Brahe y aplicando sus
conocimientos matemáticos logró plantear las tres leyes del movimiento planetario que
llevan su nombre.
A finales del siglo XVI, Galileo Galilei descubrió cuatro lunas de Júpiter utilizando un
telescopio diseñado por él. En el mismo siglo, Isaac Newton sintetizó el problema del
movimiento de los planetas y los astros en su ley de gravitación universal. Leonhard
Euler (1707-1783) perfeccionó el modelo de las órbitas planetarias, en 1781 William
Herschel descubrió el planeta Urano, en 1846 Urbain Le Verrier descubrió Neptuno y en 1915 Percival
Lowell sostuvo la existencia de un noveno planeta: Plutón, la que fue confirmada solo en 1930, aunque se
observó recién en 1950. Hoy en día Pluton no es considerado un planeta.
Los planetas del sistema solar
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Radio
Distancia
Planetas ecuatorial al Sol (km.)
Periodo de
Lunas 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
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
Plutón
1.160 km.
1
-6,39 días
248,54 años 122,72 º
5.913.520.000
11,86 años
17,15 º
PLANETAS TERRANOS
Mercurio
No posee atmósfera y está cubierto de cráteres. La temperatura en su superficie varía desde -180°C en su
cara opuesta al Sol hasta 430°C en su cara próxima al Sol.
Venus
De atmósfera espesa formada por nubes de ácido sulfúrico y grandes cantidades de CO 2. Su tamaño es
similar al de la Tierra. Es el tercer objeto mas brillante después del Sol y de la Luna. Su temperatura es
cerca a los 480°C.
Tierra
Se ha desarrollado ampliamente la vida debido a que es el único que posee agua y oxigeno y porque se
encuentra a una distancia óptima del Sol. Su temperatura varía de -70°C a 50°C.
Marte
Posee una superficie caracterizada por rocas de color rojizo, gigantescos volcanes y grandes desiertos. Tiene
una delgada atmósfera de CO2 Su temperatura oscila entre -120 °C y 25°C. Entre Marte y Júpiter existe
una región del espacio llena de rocas en órbita conocida como el cinturón de asteroides.
PLANETAS JOVIANOS
Júpiter
Es el más grande del sistema solar. Su superficie no es sólida sino que formada por hidrógeno y helio
líquido. Tiene además un cinturón de nubes de cristales de amoníaco congelado y carbono, azufre y
potasio. Posee una mancha roja tres veces más grande que la Tierra. Tiene una temperatura media de
-150 °C.
Saturno
Está rodeado por un sistema de anillos formado (según se cree) al fragmentarse uno de sus satélites
naturales por la acción de las fuerzas gravitatorias del planeta. Su tamaño es similar al de Júpiter y su
temperatura promedio es de -180 °C.
Urano
De color azul verdoso por la constitución de su atmósfera (metano). También está rodeado de un finísimo
sistema de anillos compuestos de grandes piedras y polvo fino. Su tamaño es semejante al de Saturno.
Tiene una temperatura promedio de -214 °C.
Neptuno
De atmósfera tormentosa y delgadas nubes de cirros y metano helado. Su temperatura media es de 220°C
Plutón considerado planeta enano. Es el “planeta” más alejado del Sol y fue descubierto en 1930. Su órbita
está fuera del plano de las órbitas del resto de los componentes del sistema solar. Su superficie está
compuesta de roca y hielo; su temperatura es de unos -230 °C.
Leyes de Kepler
Primera ley de Kepler
Esta ley dice que:
Los planetas describen órbitas elípticas en torno al Sol en que
este se ubica en uno de los focos de la elipse.
La distancia de cada planeta al Sol cambia en cada punto de
su trayectoria, lo que permite identificar dos puntos: aquel más
distante al Sol, que se llama afelio, y el más cercano, llamado
perihelio.
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Segunda ley de Kepler
La segunda ley de Kepler, que también se conoce como la
ley de las áreas, plantea que:
La línea que une a un planeta cualquiera con el Sol (radio
vector) barre áreas iguales en tiempos iguales.
Es decir, el planeta emplea el mismo intervalo de tiempo
en recorrer dos arcos elípticos de longitudes diferentes. Esto
significa que el movimiento de un planeta entorno al Sol
es variado y que la velocidad con que el planeta se
mueve cambia en cada punto de la elipse.
Si
t1  t 2 entonces, A1  A2
Tercera ley de Kepler
Esta ley dice que:
El cuadrado del periodo de revolución de un planeta en
torno al Sol es directamente proporcional al cubo del
radio medio Rm de la órbita.
T 2  k  Rm3
Donde T es el período de revolución, Rm es la distancia
media del planeta al Sol y k es la constante de
proporcionalidad que es igual para todos los planetas del
sistema solar.
Por ello, con frecuencia se suele escribir la tercera ley de Kepler de la siguiente manera:
T12
T22

Rm31 Rm3 2
En ella, T1 es el período de revolución del planeta 1 Y Rm es la distancia media de dicho planeta al Sol,
T2 es el período de revolución de otro planeta y Rm2 es la distancia media dé este segundo planeta al Sol.
Ley de Gravitación universal
Isaac Newton unificó la explicación del movimiento de los cuerpos en la Tierra con la del movimiento de los
planetas, postulando que la gravedad es la que origina dicho movimiento. Esta ley plantea que "Ia fuerza
de atracción gravitacional es directamente proporcional al producto de las masas de los cuerpos que
interactúan e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia de separación entre ellos". La expresión matemática de esta ley está dada por la siguiente relación:
F G
M1  M 2
r2
Donde F es la fuerza de atracción gravitacional (el signo menos indica atracción), MI y M2 son las masas de
los cuerpos que se atraen, r la distancia de separación entre ellos y G es la constante de gravitación
universal, cuyo valor es:
6,67  10 11 N
m2
kg 2
Los alcances de la ley de gravitación universal y de las leyes del movimiento enunciadas por Newton son
enormes. Han permitido deducir, explicar y predecir el movimiento de la Luna alrededor de la Tierra; el
movimiento de los satélites naturales de los planetas; las masas relativas de la Tierra, el Sol y los planetas;
la aceleración de gravedad de los planetas entre otras cosas.
La Tierra y sus movimientos
Los movimientos de la tierra más conocidos son los de traslación en torno al Sol y de rotación en torno a su
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propio eje.
Rotación. Este movimiento, que da origen al día y la noche, es el que realiza la Tierra en 24 horas (23
horas, 56 minutos y 4 segundos). La velocidad de rotación de cualquier punto de la superficie terrestre
depende de la latitud. En un punto ubicado en la latitud 0°, (sobre el ecuador) velocidad aproximada de
465 mis y cualquier punto ubicado en latitud 30° Sur es de 402 mis.
Traslación. En este movimiento, la Tierra emplea un tiempo de 365
días, 5 horas, 48 minutos y 45 segundos, es decir, aproximadamente 365
días, correspondientes a un año. Cada cuatro años el tiempo "sobrante",
se agrega al mes de febrero como un día completo, constituyendo un
año bisiesto.
La Tierra gira alrededor del Sol a una velocidad de unos 29,7 km/s, que
varía dependiendo de su mayor o menor cercanía al Sol.
En los equinoccios, que ocurren dos veces al año, el día y la noche en
ambos hemisferios tienen la misma duración porque el Sol se encuentra
directamente sobre el ecuador. Los equinoccios se producen el 20 o 21 de
marzo, que marca el inicio del otoño en el hemisferio sur y de la
primavera en el hemisferio norte, y el 20 o 21 de septiembre. Los
solsticios ocurren cuando el Sol se encuentra en las posiciones más
alejadas de la línea ecuatorial, visto desde la Tierra. Uno se produce el 21
de junio y marca el inicio del invierno en nuestro hemisferio y del verano
en el hemisferio norte. El otro el 21 de diciembre y da inicio al verano en
el hemisferio sur y al invierno en el hemisferio norte.
Precesión. La atracción gravitacional del Sol y la Luna sobre la Tierra
provoca una especie de balanceo en la Tierra durante su movimiento de
traslación llamado "precesión de los equinoccios", que se efectúa en
sentido inverso al de rotación, en que el eje va describiendo un doble
cono de 47° de abertura (cada 26.000 años), cuyo vértice está en el centro de la Tierra
Nutación. Este movimiento que se superpone con el de precesión, causa un leve "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.
La Luna: nuestro satélite natural
La Luna gira en torno a la Tierra con una órbita de unos 384 mil kilómetros de radio y un período de 29,5
días. Su gravedad corresponde a 1/6 de la gravedad terrestre, carece de atmósfera y su período de rotación
sobre su propio eje es de 24 horas.
Debido a que la Luna no tiene atmósfera, no presenta fenómenos meteorológicos y al no haber aire que
atrape la luz solar, el cielo es siempre negro. Su superficie es montañosa, con cráteres formados por el
choque de asteroides que colisionaron con la Luna en su etapa de formación. La temperatura en su
superficie oscila entre los -153 °C en la noche y los 107 °C durante el día.
La Luna y sus movimientos
La Luna tiene dos movimientos: rotación sobre su eje y traslación alrededor de la Tierra. Estos movimientos
son sincrónicos, es decir la Luna tarda lo mismo en girar una vez sobre sí misma que en girar alrededor de
la Tierra, y es por esto que siempre vemos la misma cara de la Luna.
Fases de la Luna
Cuando la Luna se sitúa entre el Sol y la Tierra, no podemos verla puesto que su cara iluminada está "de
espaldas" a nosotros. A esta fase se le llama Luna nueva. Al seguir su órbita, la vemos como un
semicírculo, fase llamada cuarto creciente. Cuando la Tierra queda ubicada entre la Luna y el Sol,
podemos ver la totalidad de esta, conociéndole a esta fase como Luna llena. Cuando se empieza a
observar nuevamente como semicírculo, se dice que está en cuarto menguante. Las fases intermedias
entre la Luna nueva y llena se llaman crecientes y entre la Luna llena y nueva, menguantes.
Las mareas. La Luna ejerce una atracción gravitacional sobre el agua de los océanos. El efecto de esta
atracción en el lado de la Tierra más próximo a la Luna es atraer el agua hacia la Luna produciéndose la
marea alta. Al mismo tiempo, también se produce marea alta en las aguas ubicadas en el lado de la
Tierra más distante a la Luna. Debido a la rotación de nuestro planeta las mareas altas ocurren cada 12
horas.
Cuando el Sol y la Luna están alineados, aproximadamente cada dos meses, sus efectos gravitacionales se
combinan y se producen mareas muy altas, llamadas "spring tide". En cambio, cuando la Luna y el Sol se
encuentran perpendiculares entre sí, lo que ocurre aproximadamente cada dos meses, los efectos
gravitacionales se cancelan y se producen mareas extremadamente bajas, llamadas "neap tide" o marea
muerta.
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Los eclipses.
Los eclipses son fenómenos naturales que desde la antigüedad han llamado la atención del hombre.
Cuando la Tierra, el Sol y la Luna están completamente alineados se producen los eclipses.
El plano orbital de la Luna alrededor de la Tierra, está inclinado con respecto a la ecliptica
aproximadamente 5°, por esto, los eclipses de sol y de luna solo pueden verse cuando la Luna nueva o
llena está cerca de la línea de intersección de estos dos planos.
Eclipses de sol. Este tipo de eclipse se produce cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra,
tapando al Sol en un momento de su trayectoria y proyectando su sombra sobre nuestro planeta.
Dependiendo del grado de alineamiento entre la Luna, el Sol y la Tierra, se pueden producir eclipses
parciales o totales.
Cuando se produce un eclipse parcial, la intensidad de la luz del Sol en una región de la Tierra se ve
disminuida, mientras que si el eclipse es total, la intensidad de luz disminuye de tal manera que se
oscurece en pleno día.
Eclipses de luna. Cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna se produce un tipo de eclipse
denominado eclipse lunar. En este tipo de eclipses la Luna penetra en la umbra que proyecta la Tierra. Al
igual que en el caso de los eclipses solares, es posible la ocurrencia de eclipses lunares parciales y totales.
Sin embargo, estos eclipses se observan con mucha mayor frecuencia que los eclipses solares.
E L
U N I V E R S O
Desde la antigüedad, el ser humano ha imaginado formas entre las estrellas del cielo. Los griegos por
ejemplo, unieron conjuntos de estrellas con una línea imaginaria, formando diversas figuras que
representaban objetos, seres vivos o seres mitológicos, propios de su cultura y les dieron nombres que se
mantienen hasta hoy. Estos grupos de estrellas son las constelaciones.
Constelaciones
Hay algunas constelaciones que se pueden distinguir fácilmente en el cielo nocturno. Por ejemplo la
constelación de Orión, una de las más conocidas en nuestro hemisferio por el brillo de sus estrellas,
especialmente de las "Tres Marías" ubicadas en el "Cinturón de Orión". En invierno se distingue nítidamente
la constelación de Escorpión, que se caracteriza por su estrella roja muy brillante: Antares. También resulta
muy fácil de ubicar en nuestro hemisferio la Cruz del Sur.
La estrella más brillante que podemos ver en la noche es Sirio, que se ubica en la constelación del Can
Mayor. Es fácil ubicar a sirio ya que se encuentra cerca de Orión, en la línea que describen las "Tres Marías".
Avanzando por la misma línea podemos ver una estrella rojiza de menor intensidad llamada Aldebarán,
de la constelación de Tauro, y un conjunto de estrellas llamadas Pléyades, que en realidad son un cúmulo
estelar constituido por cientos de estrellas, de las que solo distinguimos unas pocas.
Si la noche está muy despejada podemos apreciar parte de la galaxia en la cual vivimos, llamada Vía
Láctea, y que nosotros observamos desde dentro.
Cúmulos estelares
Los cúmulos estelares son agrupaciones de miles de estrellas nacidas de una misma nube madre cuya
forma permite diferenciar entre los cúmulos globulares y los irregulares. Los cúmulos globulares están
formados por millares de estrellas que orbitan, de manera ordenada, en torno al núcleo de la galaxia y
poseen forma esférica. Los cúmulos irregulares, en cambio, no poseen ningún ordenamiento particular sino
que se encuentran al interior del disco galáctico.
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Espacio interestelar
Se llama espacio interestelar al espacio existente entre las estrellas y otros objetos al interior de una galaxia.
En este espacio se encuentran contenidas las estrellas y las nebulosas. El espacio interestelar no debe ser
confundido con el llamado espacio intergaláctico, que corresponde al inmenso espacio existente entre las
galaxias.
Nebulosas
Las nebulosas corresponden a nubes difusas de gas y polvo interestelar. Generalmente, estas nubes se
enriquecen producto de la explosión de una estrella gigante que termina su ciclo de vida. En otros casos, en
el interior de una nebulosa están naciendo estrellas. Desde la superficie de la Tierra y con un buen
binocular es posible la nebulosa del Saco de Carbón, ubicada en la Cruz del Sur.
La vida de las estrellas
Las estrellas se forman en las nebulosas interestelares debido a la atracción gravitacional. Luego de que se
ha condensado mucha materia, la temperatura se eleva hasta producir reacciones termonucleares de
fusión. La vida de una estrella queda determinada por su masa.
Las estrellas que observamos en el cielo son enormes esferas de gases a muy alta temperatura que emiten
radiación electromagnética (luz) y partículas.
Formación de una estrella
Las estrellas se originan en nubes de hidrógeno y helio molecular llamadas nebulosas interestelares. En los
sectores de mayor densidad, las fuerzas gravitacionales permiten que las partículas se agrupen y actúen
como conjunto para atraer nuevas partículas. Este proceso es lento pudiendo durar millones de años. Así,
se va formando una nube condensada a una temperatura muy baja, cerca del cero absoluto, la que se
contrae continuamente por efecto de las fuerzas gravitacionales generando una gran presión sobre la
parte central, haciendo que aumente la temperatura. El gas comprimido tiende a calentarse, aumentando notablemente la temperatura del núcleo, en esta etapa de formación se habla de una protoestrella.
Cuando los gases al interior de la protoestrella alcanzan unos 10 millones de grados kelvin, el hidrógeno,
principal elemento constituyente de una estrella, comienza a experimentar reacciones termonucleares que
lo convierten en helio, liberándose grandes cantidades de energía en forma de radiación. Después de este
proceso se considera que se ha formado una estrella.
Duración de una estrella
Una vez que se ha formado una estrella, se mantiene durante la mayor parte de su desarrollo un
equilibrio entre las fuerzas que actúan dentro de ella. Así las estrellas pueden brillar durante millones o
miles de millones de años, mientras dure la transformación del hidrógeno en helio, hasta que el hidrógeno
finalmente se agota y la estrella muere.
Masa de una estrella
La propiedad principal que determina la duración de una estrella es su masa, la que se expresa en relación
a la masa del Sol (Msoi)' Cuanto mayor masa posee una estrella, más rápido transforma sus gases mediante
reacciones termonucleares y por tanto vive menos tiempo. Las estrellas muy masivas solo viven unos
millones de años y terminan con una explosión llamada supernova, mientras que las que tienen menos
masa pueden brillar durante miles de millones de años y acaban su vida con una expansión de su materia,
formando una nube de gas que luego se enfría formando una nebulosa planetaria.
La muerte de una estrella
Las estrellas mueren cuando se agota su combustible nuclear. El final de una estrella es diverso y
dependiendo de su masa puede ser una enana blanca, una enana negra o una supernova, la que a su
vez, puede acabar en un agujero negro o en una estrella de neutrones.
La forma en que termina la vida de una estrella no es igual para todas.
EI final de una gigante roja. Las estrellas cuyo núcleo tiene una masa inferior a 1,4 Mso1 (límite de
Chandrasekhar) evolucionan hasta convertirse en gigantes rojas. En la etapa final de una gigante roja ya
no existe temperatura suficiente para fusionar el carbono y el oxígeno, entonces la región central de la
estrella se contrae y arroja al espacio las capas externas. En su interior queda un tipo de estrella llamada
enana blanca la cual tiene una temperatura muy elevada y el tamaño de la Tierra pero con la masa del
Sol; su densidad es muy alta, alrededor de un millón de veces más densa que el agua. Finalmente le sigue
un proceso de enfriamiento hasta que se convierte en una enana negra. Nuestro Sol terminará como una
enana blanca.
La muerte de una estrella súper gigante. Si la masa del núcleo es superior a 1,4 Msol' las estrellas se
consideran súper gigantes y tienen un fin diferente. Al llegar a su etapa final, una súper gigante continuará
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contrayéndose hasta quedar con un núcleo de hierro. La evolución estelar llega entonces a una etapa en la
que no se producen reacciones termonucleares con liberación de energía. Al no haber presión de radiación,
se produce una contracción gravitacional intensa que desencadena una explosión conocida como
supernova. Esta explosión libera gran cantidad de energía y al mismo tiempo lanza al espacio interestelar
las capas exteriores de la estrella, las que pasan a formar una nebulosa.
¿Qué ocurre con los restos de la supernova?
Cuando la masa residual de la explosión es de 3 Mso1 Y además está confinada en un diámetro de 10 a
30 km, los restos de la supernova corresponden a una estrella de neutrones (ver figura). Si queda con
una masa superior a 3 Msol' nada detiene el colapso gravitacional, la concentración es de gran
magnitud por lo cual se origina un agujero negro. El objeto compacto formado genera una gravedad
extremadamente intensa, que hace que ni siquiera la luz pueda salir de él.
Nuestra estrella: el Sol
El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. Está compuesto por hidrógeno y helio y tiene unos 4.600
millones de años. En su interior se producen reacciones nucleares de fusión que liberan enormes cantidades
de energía.
Su composición actual es aproximadamente un 74% de hidrógeno y un 24% de helio, cualquier otro
elemento tiene una proporción del orden del 0,1%. Su masa es de unos 2 x 10 30 kg, con un diámetro de
1.390.000 km.
La superficie del Sol está en continua actividad y con frecuencia presenta tormentas y explosiones
violentísimas, que lanzan gases y crean campos magnéticos a cientos de miles de kilómetros de altura,
formando las llamadas protuberancias solares.
La corona es una envoltura exterior de gases que se
extiende hasta unos 3 millones de kilómetros hacia el
espacio con temperaturas próximas a 1.000.000 °K.
A.La cromosfera o esfera de color es la zona donde
se producen las protuberancias solares. Tiene unos
2.000 km de espesor, durante los eclipses solares
se ve como un delgado aro de color rojizo.
C.La fotosfera o esfera de luz tiene un espesor del
orden de los 100 km. Es la capa solar que se
aprecia a simple vista y es donde se encuentran
las manchas solares. Tiene una temperatura de
5.800 °K.
D.La zona de convección tiene unos 140.000 km de
espesor. En esta zona el calor se transmite a través
de la convección (el gas caliente sube y el frío
baja).
E. La zona radiactiva tiene unos 380.000 km de
espesor.
F. El núcleo mide aproximadamente 600.000 km
de diámetro y alcanza temperaturas de 15.600.000 °K, es allí donde se produce la fusión nuclear y
donde se libera la energía en forma de fotones gamma y X.
Galaxias
Las galaxias son conjuntos de estrellas, gases y polvo, unidas por la fuerza de gravedad. Se clasifican por su
forma en espirales, elípticas e irregulares. Además se agrupan en cúmulos que se mueven alejándose entre
sí.
Las galaxias se estructuran de maneras diferentes y por lo tanto adquieran formas distintas. De acuerdo a
su forma y estructura, es posible clasificar las galaxias en elípticas, espirales e irregulares.
Las galaxias elípticas. Se caracterizan por tener una estructura muy regular, y por contener una gran
población de estrellas viejas. Presentan poco gas y polvo interestelar, además de algunas estrellas nuevas
en formación. Poseen diversos tamaños desde gigantes a enanas. Las galaxia s elípticas son las más viejas
de todas. Su luz proviene de muchas gigantes rojas.
Las galaxia5 espirales. Su forma corresponde a discos achatados que contienen algunas estrellas viejas
y también una gran población de estrellas jóvenes. Además contienen bastante polvo y gas, por lo que
poseen zonas brillantes y otras oscuras. Las galaxias espirales son las más comunes del Universo, de hecho
nosotros vivimos en una de ellas: la vía Láctea.
Las galaxias irregulares. Por su tamaño muy inferior a las anteriores, parecen no haber desarrollado
una estructura muy definida. En general, están situadas cerca de las galaxias más grandes y presentan
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grandes cantidades de gas, polvo, estrellas jóvenes y estrellas en formación. Son muy poco luminosas. Las
más conocidas son las Nubes de Magallanes (nube grande y nube chica).
Distribución de las galaxias
Generalmente las galaxias no se encuentran solas, sino que forman parte de grupos llamados cúmulos de
galaxias. Nuestra galaxia pertenece a un pequeño conjunto de 26 galaxias llamado grupo local. En el
grupo local se encuentran algunas galaxias vecinas como la de Andrómeda (espiral), la galaxia de la
constelación del Triángulo (espiral menor), las Nubes de Magallanes (irregular).
Movimiento de las galaxias
A comienzos del siglo XX, Edwin Hubble descubrió que todas las galaxias se alejan de la Vía Láctea
con velocidades proporcionales a la distancia a que se encuentran de ella.
La teoría del big-bang o de la gran explosión se evidencia en el descubrimiento de Hubble. Como todas
las galaxias se alejan entre sí, podríamos proyectamos hacia el pasado de la expansión, llegando a un
momento en el cual todo el Universo se encontraba concentrado en un punto a una temperatura infinitamente alta. Al estar el Universo confinado en este estado absolutamente denso y explosivo, se deben
haber producido desequilibrios en su interior que dieron origen al nacimiento del Universo a través de una
gran explosión, conocida con el nombre de big-bang.
La Vía Láctea: la galaxia donde vivimos
La Vía Láctea es una galaxia espiral con 200.000 millones de estrellas, que se formó hace 10.000 millones
de años. Ubicada en el cúmulo local, su diámetro es tan grande que la luz requiere 100.000 años para
viajar desde un extremo a otro.
La zona del cielo nocturno donde observamos la constelación de Sagitario corresponde al centro de
nuestra galaxia. El Sol, por su parte, se encuentra en el brazo de
Orión, a una distancia media de 30.000 años-luz del centro.
La contaminación lumínica
Uno de los principales problemas que enfrentan los observatorios
astronómicos es el de la contaminación lumínica producida por las
luminarias del alumbrado público de los pueblos y ciudades
cercanas a su emplazamiento. Este tipo de contaminación impide
la visión clara y nítida de los cielos.
Los observatorios en nuestro país
Los cielos del norte de Chile se encuentran los principales
telescopios del mundo. pertenecientes a las más prestigiosas
organizaciones internacionales. Es el caso de la ESO mantiene en
operación los observatorios La Silla y Paranal. Otra de estas
organizaciones es la AURA que opera el Observatorio
Interamericano de cerro Tololo. Finalmente también se encuentra
presente en nuestro país la OCIW con el Observatorio Las
Campanas ubicado en el cerro del mismo nombre.
Sin embargo, nuestro país también cuenta con un observatorio propio ubicado en la IV Región. Se trata
del Observatorio Comunal Cerro Mamalluca, ubicado en la localidad de Vicuña y que se encuentra
emplazado en el cerro Mamalluca. Este centro observacional tiene fines didácticos y recibe la visita de
estudiantes de diferentes puntos del país.
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