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NUESTRA GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
SORANLLY BRAN VARGAS
TATIANA HOLGUÍN ALARCÓN
Profesora
GENNY USUGA
COLEGIO SANTA LEONÍ AVIAT
AREA: OFFICE AVANZADO
COPACABANA
2011
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
TABLA DE CONTENIDO
Contenido
1.
NUESTRA GALAXIA ................................................................................................................3
1.1Estructura ................................................................................................................................3
1.2El núcleo galáctico. ...............................................................................................................5
2.EL UNIVERSO A GRAN ESCALA ..............................................................................................6
2.1Grupos de galaxias..................................................................................................................8
2.2Cúmulos y supercumulos de galaxias ............................................................................... 10
3.ASTRONOMÍA ................................................................................ Error! Bookmark not defined.
4.DEFINICIONES EN LA BÓVEDA CELESTE ......................................................................... 19
5 .LA MEDIDA DEL TIEMPO ............................................................................................... 23
5.1Tiempo Solar ......................................................................................................................... 23
5.2Tiempo Sidéreo ..................................................................................................................... 25
5.3Otras medidas del Tiempo .................................................................................................. 25
6.LAS ESTRELLAS ....................................................................................................................... 26
6.1La medida del brillo .............................................................................................................. 26
6.2Análisis de la radiación. Espectros .................................................................................... 28
6.3.Evolución estelar ................................................................................................................. 30
7.MEDIDA DE LA LUNA ............................................................................................................... 34
7.1Misión Apolo 11..................................................................................................................... 37
7.2CRUZANDO EL CANAL DE LA MANCHA ....................................................................... 39
8.DATOS CURIOSOS DEL PLANETA TIERRA ....................................................................... 40
9.MAGNETISMO TERRESTRE................................................................................................... 40
9.1La Tierra es un imán ............................................................................................................ 42
9.21Hipótesis del magnetismo terrestre ............................................................................. 43
9.3Variaciones del campo magnético terrestre ................................................................. 45
9.4Variación secular: el campo geomagnético deriva hacia el Oeste ........................... 45
9.4Paleomagnetismo ............................................................................................................. 46
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
1. NUESTRA GALAXIA
1.1Estructura
El Sol, y el Sistema Solar con el, se encuentra en la galaxia llamada Vía Láctea.
Se trata de una galaxia espiral catalogada como SII consistente en una agrupación
de estrellas y gas y polvo interestelar con una masa de cien mil millones de veces
la del Sol (lO(ll) Mo). Una gran parte de esta materia (en torno al 90%) solo puede
detectarse a través de los efectos gravitacionales que produce, no por la luz que
emite; se trata por tanto de "materia oscura" que puede estar constituida por
enanas blancas que ya se han enfriado (enanas negras), planetas gigantes (del
tipo de Júpiter) que no tienen la masa suficiente como para brillar con luz propia,
micro-agujeros negros (como los que postula Hawking que pudieron formarse en
las primeras fases del Big Bang) o en forma de otros tipos de materia a la que no
estamos acostumbrados en nuestro Sistema Solar (estrellas Q, ...).
La estructura de la Galaxia consta de dos partes bien diferenciadas: el disco y el
halo. Ambas presentan diferente simetría y composición estelar.
El halo galáctico está formado por estrellas viejas, con unos 10 mil millones de
años, llamadas "de la población II" agrupadas en cúmulos globulares. Se trata de
estrellas con una baja proporción de elementos pesados, entendiendo por
elementos pesados (o metales) todos aquellos que sean más masivos que el Helio
(peso atómico superior a 4). La composición química de estas estrellas es
prácticamente la misma que la que tenía el Universo primordial después del Big
Bang (80% de Hidrogeno y 20% de Helio). El material del que están formadas no
ha sido procesado anteriormente por otras estrellas y por eso mantienen la
proporción de elementos químicos primordial. La distribución de cúmulos
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
globulares presenta simetría esférica respecto al centro de la Galaxia, con una
mayor densidad en la zona central (en la dirección de Sagitario). Estos cúmulos
tienen órbitas muy elípticas cuyo periodo es de varios cientos de millones de años.
La simetría esférica es un indicativo de que el halo se formó antes de que la
materia que los constituye participara del proceso de "achatamiento" que origino
más tarde el disco galáctico. La edad de estos cúmulos se puede obtener trazando
el diagrama H-R de sus estrellas; en el vemos como las únicas estrellas que
permanecen en la Secuencia Principal se corresponden con las menos masivas,
que son las que más tiempo necesitan para abandonarla.
Por su parte, el disco galáctico se halla distribuido en un plano más o menos
definido en el que se pueden distinguir dos partes: El bulbo central o núcleo y los
brazos espirales. El diámetro del disco se estima actualmente en unos 25 Kpc con
una anchura de 1 Kpc. Las estrellas muy jóvenes y las regiones de polvo
interestelar se sitúan en la parte central de este disco en una zona de anchura no
superior a 100 pc. En él se encuentran las estrellas de la población I así como gas
y polvo interestelar. Las estrellas de la población I son más jóvenes que las de la
población II. Su contenido en elementos pesados es no despreciable, debido a
que se han formado a partir de materia que ha sido reciclada por estrellas
anteriores que ya evolucionaron, y que en los últimos estadios de su vida,
liberaron los resultados de la nucleosíntesis al espacio interestelar.
En el núcleo, el disco galáctico se hace más abultado y puede considerarse una
región más o menos esférica con un diámetro de unos 5 Kpc. Las estrellas que
pueblan esta región son también de la población II, aunque la gran concentración
de materia allí existente, no les ha permitido evolucionar de la misma manera que
a las del halo.
La zona más externa del disco galáctico está dominada por la presencia de los
brazos espirales. Se trata de regiones en las que se agrupa la materia: estrellas,
gas y polvo interestelar. En los brazos espirales es donde se encuentran los
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
núcleos más activos de formación de estrellas. Perturbaciones de diferentes tipos
hacen colapsar inmensas nubes de gas y polvo que, después de fragmentarse en
otras más pequeñas, dan lugar al nacimiento de estrellas en grupos o cúmulos
(estos cúmulos se conocen con el nombre de cúmulos abiertos o galácticos). El
más famoso de estos cúmulos abiertos son las Pléyades en Tauro.
A la Galaxia se le conocen cuatro brazos espirales: el de Sagitario-Carina (el
brazo Mayor), el de Escudo-Cruz (brazo Intermedio), el de Norma (brazo Interno) y
el de Perseo (brazo Externo). El Sol se encuentra en una región intermedia entre
el brazo de Sagitario Carina y el de Perseo, a unos 10 Kpc de distancia del centro
galáctico, cerca por tanto, del borde de la Galaxia. La extinción que provoca la
materia interestelar es la causante de que no veamos una luminosidad mayor en
la dirección del centro (podemos decir que, en el visible, nuestro campo de visión
hacia el centro es similar al que tenemos hacia el exterior), no obstante, la
distribución espacial de los cúmulos globulares y, sobre todo, las observaciones
radioastronómicas en la línea de 21 cm y las infrarrojas, nos indican claramente la
posición del centro de la Vía Láctea.
1.2El núcleo galáctico.
Mención aparte merece el estudio del centro galáctico debido a los violentos
sucesos que se supone que ocurren allí. La absorción interestelar lo hace
inobservable en el visible (produce una disminución del brillo en unas 30
magnitudes) pero la luz emitida en el infrarrojo y en el dominio radio nos llega
hasta aquí, permitiéndonos su estudio. A partir de estas observaciones
encontramos que en una región de 1 pc de diámetro se encuentra concentrada
una cantidad de masa equivalente a entre uno y cuatro millones de veces la del
Sol, en forma de un cúmulo estelar superconcentrado o de un agujero negro súper
masivo. Sea cual sea el objeto allí existente, lo que parece claro es la existencia
de un viento de gas y polvo hacia afuera a una velocidad de 750 km/seg. Este
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viento ha formado una región con forma de anillo que rodea el centro galáctico,
con un diámetro interno de 3.4 pc. Este anillo está rotando a una velocidad de
unos 90 km/seg. Además, se ha detectado una fuente compacta (menos de 20
U.A. de diámetro) de ondas de radio, a un segundo de arco del objeto en el que se
supone que se sitúa el centro de la Galaxia. El problema que presenta la
explicación del núcleo galáctico mediante la hipótesis del agujero negro, es que
con uno de cien masas solares sería suficiente para producir la emisión de
radiación gamma observada.
Por otro lado, todavía no está claro si nuestra galaxia tiene una barra de materia
cruzando el núcleo o no, es decir, si se trata de una espiral barrada o de una
espiral normal. Para nosotros, situados en su interior, nos resulta mucho más fácil
determinar la estructura global de otras galaxias situadas a millones de años-luz,
que la de la galaxia en la que nos encontramos. Podemos determinar la estructura
fina, los detalles más concretos, pero no verla en su totalidad.
2. EL UNIVERSO A GRAN ESCALA
Clasificación de Hubble de las galaxias
La clasificación de galaxias más aceptada en la actualidad proviene de la
efectuada en 1925 por Edwin Hubble, el padre de la Cosmología moderna. Esta
clasificación distingue cuatro tipos principales de galaxias: Las elípticas,
caracterizadas por su forma esférica o elipsoidal, apariencia uniforme y
luminosidad regularmente distribuida. El polo opuesto serían las galaxias
espirales, que presentan dos componentes, una parte central (el bulbo, similar a
primera vista a las galaxias elípticas) y un disco plano sobre el que se puede
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
observar una estructura espiral. Las galaxias espirales pueden ser divididas en
dos grupos, espirales ordinarias y espirales barradas, dependiendo de si tienen
una barra de materia atravesando el centro o no. Las galaxias lenticulares (o SO)
también tienen un bulbo central y un disco, pero este no presenta estructura
espiral. Finalmente, como su propio nombre indica, las galaxias irregulares no
presentan una estructura bien definida; no presentan un bulbo y tienen una
presencia caótica.
Cada una de estas clases se divide en grupos. Las galaxias elípticas se clasifican
de 0 a 7 de acuerdo con su elasticidad (E0 para las esféricas, E7 para las más
achatadas). Las espirales varían desde la Sa hasta la Sd (se incluyen también las
del tipo Sm) atendiendo a la disminución del tamaño relativo entre el bulbo y el
disco y a la separación de los brazos espirales. La misma división se aplica a las
espirales barradas SB.
Esta clasificación cubre diferencias físicas además de las puramente morfológicas.
Las galaxias elípticas son más rojas que las espirales, esto es interpreta como una
diferencia en sus constituyentes estelares. Además, en las galaxias elípticas la
emisión de luz está dominada por la que proviene de estrellas, del tipo de las
gigantes rojas. La población estelar de estas galaxias parece similar a las de los
cúmulos globulares, a las estrellas de la población II. En contraste, en las galaxias
espirales todavía existe una cierta actividad en la formación de estrellas; pueden
encontrarse estrellas jóvenes con una emisión dominante en el azul. Las galaxias
lenticulares tienen población estelar similar a las elípticas.
Mientras que para las galaxias elípticas y lenticulares se aprecia más o menos, la
misma población estelar, cualquiera que sea su tipo, para las espirales, la
población relativa de estrellas jóvenes aumenta de los tipos Sa a Sm y para las
irregulares es todavía mayor. En lo que respecta al contenido de materia
interestelar (gas y polvo), se aplican las mismas consideraciones; las galaxias
elípticas no contienen prácticamente nada de esta material mientras que en las
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
espirales e irregulares se detectan grandes cantidades (en las irregulares, la
fracción de gas neutro alcanza entre el 10 y el 20% del total de la materia de la
galaxia). Las S0 son un tipo intermedio entre las elípticas y las espirales; dos
terceras partes no contienen nada de gas, y el resto tienen tanto como las
espirales. De esta forma, la clasificación morfológica se corresponde bastante bien
con las diferencias físicas entre las galaxias. No obstante hay que tener presente
que esta clasificación no responde a todos los fenómenos observados, ya que se
encuentran galaxias de los mismos tipos que presentan fenómenos físicos bien
diferenciados.
2.1Grupos de galaxias
Las galaxias no se encuentran uniformemente distribuidas a lo largo del espacio
sino que aparecen en grupos. El ejemplo más cercano lo constituyen las Nubes de
Magallanes, dos galaxias irregulares, difusas satélites de la Vía Láctea. La
interacción gravitacional entre la Vía Láctea y sus dos satélites da lugar a la
Corriente de Magallanes, una corriente de Hidrogeno neutro arrancado de las
Nubes de Magallanes por las fuerzas de marea ejercidas por nuestra propia
Galaxia, que forma un puente de materia que une la Galaxia a sus satélites.
Las galaxias gigantes a menudo están acompañadas por un número más o menos
numeroso de pequeños satélites gravitando en torno a ellas. Así, la galaxia de
Andrómeda M31, tiene por satélites a M32, NGC 147 y NGC 205, tres bonitas
galaxias elípticas rotando en torno a ella con un periodo de unos 500 millones de
años. M31 es una espiral gigante con una masa de una vez y media la de la
Galaxia.
A una escala un poco mayor advertimos la presencia de varias galaxias en un
radio de 1.3 Mpc y una ausencia total de las mismas en una distancia de entre 1.4
y 2.4 Mpc. Esto induce a pensar en la existencia de un grupo de galaxias, el
llamado Grupo Local, compuesto por dos espirales gigantes (la Galaxia y M31),
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
dos espirales medias (la galaxia del Triángulo M33 y la Gran Nube de
Magallanes), una galaxia elíptica con núcleo (M32), media docena de galaxias
irregulares pequeñas, una docena de galaxias elípticas enanas y unos cuantos
objetos muy débiles con apariencia de cúmulo globular. Según van mejorándose
las técnicas astronómicas, se añaden nuevos objetos a este Grupo Local. Por otro
lado, es muy posible que la lista este bastante incompleta ya que las galaxias
elípticas enanas, por ejemplo, no son observables a una distancia mayor que la
que nos separa de la M31, lo que significa que podrían existir unas cien galaxias
de este tipo que todavía no se han detectado.
El Grupo Local no presenta una condensación central de materia, más bien esta
se concentra en dos núcleos principales: en torno a la Vía Láctea y en torno a
M31. La ligazón gravitatoria del Grupo Local no está todavía muy clara, aunque
parece claro que las galaxias se agrupan en este tipo de "pequeñas estructuras".
Actualmente se han catalogado más de 50 grupos en un radio de 16 Mpc, cada
uno con varias decenas de miembros. Se trataría de las estructuras básicas de las
que constituyen el Universo a media y gran escala. La definición que se adopta
para Grupo de Galaxias es la de una asociación de galaxias, de las que una
docena son más brillantes de magnitud absoluta -16 en un volumen de alrededor
de un Mpc cubico (esto equivale a una densidad de galaxias diez veces superior a
la media fuera de los grupos).
La pregunta que nos hacemos a continuación es si todas las galaxias pertenecen
a un grupo o a una estructura mayor del Universo. Observacionalmente se
encuentra que entre el 10 y el 20% de las galaxias no pertenecen a ningún grupo.
A estas galaxias se las conoce como galaxias de campo.
La determinación de la masa de un grupo de galaxias se realiza por dos
procedimientos diferentes: por un lado se estudian los efectos gravitacionales
(obteniéndose la masa dinámica) y por otro se analiza la luz que nos llega de las
galaxias (dando lugar a la masa luminosa). Comparando ambos resultados se
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
comprueba que la masa dinámica es entre cuatro y diez veces superior a la
luminosa. Esto significa que una gran parte de la materia que compone los grupos
de galaxias "no brilla", es decir, no emite luz suficiente para ser observada desde
la Tierra o bien está en una forma de materia que no emite luz. A esta masa se le
suele llamar "materia oscura".
2.2Cúmulos y supercumulos de galaxias
Parece existir una tendencia natural de la materia a juntarse en unidades cada vez
más grandes. Los quarks (uno de los constituyentes básicos de la materia) se
agrupan para formar bariones, los cuales a su vez forman los átomos junto con los
electrones. Los átomos se juntan en estrellas y estas son los constituyentes
básicos de las galaxias, quienes, como hemos visto, se juntan en grupos de unas
decenas para formar los Grupos de galaxias. Los grupos de galaxias constituyen
los cúmulos de galaxias los cuales a su vez se agrupan en supercúmulos de
galaxias, las estructuras más grandes del Universo conocido.
A la vista de las observaciones astronómicas no parece una labor fácil decidir una
definición clara de lo que se entiende por cumulo de galaxias. Para intentar
clarificar este término, se ha recurrido a una herramienta utilizada en Estadística:
las funciones de correlación. Se parte de la idea de que si las galaxias se
encuentran en un cumulo, la distancia media que las separa es bastante menor
que si estuvieran distribuidas uniformemente. El cálculo de las funciones de
correlación es bastante complicado. En primer lugar se necesita disponer de un
catálogo de galaxias que nos de su posición aparente. Este catálogo fue
elaborado en el observatorio de Lick y representa un total de un millón de galaxias
(hasta magnitud 18.7). La esfera celeste se divide en cuadraditos de 1 grado
cuadrado sobre los que se cuentan las galaxias que están dentro de cada uno,
comparándose este número con la densidad media. Este análisis muestra la
existencia de un fondo uniforme de unas 50 galaxias por grado cuadrado, sobre el
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
que se superponen un gran número de cúmulos con densidades que rondan las
cien galaxias por grado cuadrado. Esta tendencia a la agrupación de las galaxias
disminuye drásticamente para escalas de distancias mayores de 20 Mpc,
correspondiéndose con las dimensiones de los mayores cúmulos observados. No
obstante, las funciones de correlación no nos dicen nada acerca de cuál es el nivel
de concentración de galaxias necesario para que tengamos un cumulo. La
definición es bastante más arbitraria. Normalmente se llama cumulo de galaxias a
aquellas agrupaciones que, en un volumen como el del Grupo Local (una esfera
de unos pocos Mpc) contienen un numero de galaxias comprendido entre varios
cientos y varias decenas de miles. La densidad de galaxias en los centros de los
cúmulos muy ricos, puede llegar a ser de miles a millones de veces superior a la
densidad media del Universo.
Los dos cúmulos de galaxias más cercanos a la Vía Láctea son el cumulo de
Virgo, a una distancia de 20 Mpc en la dirección del Polo Norte Galáctico y el
Cumulo de Coma, en la constelación de la Cabellera de Berenice a 100 Mpc de
nosotros.
Del estudio del catálogo de galaxias de George Abell, realizado con la cámara
Schmidt de Monte Palomar y que comprende galaxias hasta magnitud 21, se ha
podido detectar la existencia de dos tipos principales de cúmulos de galaxias: los
cúmulos regulares, muy concentrados y los irregulares, con una concentración y
un número de miembros menor y por lo tanto con una mayor dispersión. Los
cúmulos regulares de galaxias tienen simetría esférica y una gran concentración
de galaxias en su parte central (a menudo, el centro del cumulo lo ocupa una
galaxia elíptica supergigante). Las velocidades de rotación de las galaxias del
núcleo son del orden de 1000 Km/seg. La mayoría de las galaxias en estos
cúmulos son elípticas o lenticulares, con muy poca materia interestelar, El
diámetro de estos cúmulos oscila entre 1 y 10 Mpc, sus mesas son del orden de
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
10l5 Mo, equivalente a diez mil galaxias como la Vía Láctea. El cercano Cumulo
de Coma es el prototipo de cumulo galáctico regular.
Los cúmulos irregulares no muestran simetría ni una concentración en la
distribución de las galaxias que lo forman. Las velocidades orbitales de la galaxias
son muy pequeñas, sus tamaños varían entre 1 y 10 Mpc y el rango de masas
entre 10(12) y 10(14) Mo. Un exponente claro de cumulo irregular es el Cumulo de
Virgo. También pueden considerarse dentro de esta categoría al Grupo Local y a
todos los grupos de galaxias distribuidos en nuestras inmediaciones.
El problema de la materia oscura que vimos en el punto anterior persiste cuando
hablamos de cúmulos de galaxias, es decir, la mesa dinámica del cumulo no
coincide con la masa luminosa, siendo esta última inferior.
Los ricos cúmulos de galaxias de 10 Mpc de diámetro no son las estructuras más
grandes del Universo. De hecho, su distribución consiste en un fondo más o
menos uniforme de cúmulos separados 55 Mpc de promedio, sobre los que se
superponen cúmulos de cúmulos, los llamados Supercúmulos de galaxias. Por
ejemplo, nuestro Grupo Local, junto con algunas docenas más de grupos cercanos
de galaxias, es un miembro de un sistema mucho mayor de 15 Mpc de radio,
centrado en el cumulo de Virgo, conocido como Supercúmulo Local. Por otro lado,
este supercúmulo es relativamente pobre; contiene únicamente un cúmulo rico (en
su centro) y varios grupos de galaxias.
En la actualidad se han encontrado más de 50 supercúmulos, cada uno con un
promedio de unos doce cúmulos ricos y varias decenas de cúmulos más
pequeños. El diámetro de estas estructuras es del orden de 100 Mpc.
Se cree que la jerarquía de las estructuras del Universo se detiene en los
supercúmulos de galaxias. De hecho, se obtiene que a escalas mayores de 1000
Mpc, la variación en la densidad de galaxias se reduce a la mitad de la densidad
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
media del Universo, lo que significa que, a escala muy grande, el Universo es
homogéneo e isótropo.
En la actualidad se cree que la distribución de cúmulos y supercúmulos de
galaxias en el Universo no es homogénea. Se ha observado que esta distribución
tiene lugar en grandes "burbujas" de espacio de forma que la materia se encuentra
en las paredes de estas estructuras, quedando la parte central constituida por un
vacío (de materia) casi absoluto. En los puntos de contacto entre las burbujas se
localizarían las grandes distribuciones de materia antes mencionadas, la más
cercana de las cuales se conoce como "la Gran Muralla".
Sea como sea nuestro Universo, parece factible hoy en día, que en un plazo de
tiempo razonablemente corto (en escala humana) podremos contar con una visión
bastante aproximada de cómo es la distribución global de materia en la parte del
Universo en la que nos encontramos.
ORIGEN DEL UNIVERSO (BIG BANG)
Las observaciones nos indican que el Universo se está expandiendo, es decir, las
galaxias se están separando unas de otras. Echando la vista hacia atrás, esta
expansión significa que antes, el Universo era más pequeño, las galaxias estaban
más juntas. La expansión del Universo no hay que entenderla como la clásica
imagen de una artefacto que ha explotado y sus piezas se separan unas de otras
en el espacio exterior, ajeno a la propia explosión, más bien se trata de una
expansión del propio espacio-tiempo, que arrastra a los objetos materiales en el
inmersos. En este sentido, el punto en donde se produjo la Gran Explosión (Big
Bang) no es ninguno en concreto, sino más bien es todo el Universo (aquí, en
Logroño, en Canopo y en cualquier lugar del Universo).
Daremos aquí un pequeño repaso a lo que se conoce como Modelo Estándar del
Big Bang. Para ello comenzaremos una centésima de segundo después del
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
comienzo de la expansión, hace entre 13 y 20 mil millones de años. Lo anterior a
esa primera centésima de segundo inicial y hasta 10 -47 segundos después del Big
Bang pertenece al dominio de la Mecánica Cuántica (alguna de cuyas
predicciones ya han sido confirmadas observacionalmente mediante el satélite
COBE) y de ahí hasta el cero, corresponde al dominio de las teorías de Gran
Unificación (que pretenden configurar una teoría capaz de explicar la Gravitación y
las otras tres fuerzas conocidas, Electromagnetismo, interacción Débil y fuerza
Fuerte, como distintas facetas de esa única "Superfuerza").
En t = 0.01 seg. el Universo tenía una temperatura de unos cien mil millones de
grados K, con una densidad de cuatro mil millones de veces la del agua. En estas
condiciones, la materia y la radiación se encuentran acopladas y ni siquiera los
neutrinos eran capaces de escapar a esta interacción.
Un
tercio
de
segundo
después,
los
neutrinos
dejaron
de
interactuar
apreciablemente con la materia y se desacoplaron. A partir de ese momento
evolucionaron de forma independiente. Esos neutrinos llenan todo el Universo
desde entonces, constituyendo un baño de partículas que no ha podido ser
detectado.
En t = 1.1 seg. comenzó la aniquilación de pares e+ e-: la destrucción de materia y
antimateria para dar luz. Un pequeñísimo exceso de la materia sobre la
antimateria fue el que permitió más tarde que se formaran las galaxias y con ellas
las estrellas y los planetas.
A los 3 minutos y 46 segundos comienza la nucleosíntesis primordial: la formación
de núcleos de Deuterio, Helio y una pequeñísima proporción de Litio.
En t = 4 min. ya se había producido todo el Helio observado actualmente en el
Universo, quedando una composición de un 75% de Hidrogeno y un 25% de Helio
aproximadamente.
14
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
El hecho de que la explicación vaya tan despacio en esta primera fase se debe a
que en esa época, el tiempo necesario para que un evento tuviera carácter
cosmológico, es decir, para que afectara a una parte significativa del Universo, era
muy pequeño debido a su reducido tamaño. En la actualidad, para que un evento
tenga carácter cosmológico, hay que esperar un tiempo igual a 10 veces la vida
del Universo. Esto se resume diciendo que el Tiempo Característico del Universo
primigenio era mucho menor que ahora (Tiempo Característico = Tiempo
necesario para que una región dada del Universo doble su tamaño por la
expansión cosmológica). De esta forma, en Cosmología, el tiempo se mide con
potencias de 10 (tanto positivas como negativas).
Al cabo de media hora, se habían aniquilado todos los pares electrón-positrón
apareciendo el estado de vacío que encontramos hoy. De esta aniquilación se
salvaron uno de cada mil millones de electrones, suficiente para neutralizar la
carga eléctrica positiva de los protones y constituir un Universo globalmente neutro
en carga eléctrica. En este momento había mil millones de fotones por cada
nucleón. A esta época se le llama "época de la radiación" ya que la alta energía de
la misma impedía la formación de los átomos. La temperatura había descendido a
unos 300 millones de grados K y la densidad era del 10% de la del agua.
Para que se formaran átomos había que esperar a que la temperatura
descendiera por debajo de los 4000 K. Entre t = 300000 años y un millón de años,
prácticamente toda la materia paso a formar parte de átomos, produciéndose el
desacoplamiento materia radiación. Antes de que esto ocurriera, el Universo se
parecía a la superficie del Sol: caliente, opaco y lleno de luz amarillenta. Después
se hizo transparente, al tiempo que la mayor parte de la energía pasaba a formar
parte de la materia. Terminaba así la era de la radiación y comenzaba la "era de la
materia" en la que nos encontramos actualmente. La radiación del Universo dejo
de interactuar apreciablemente con la materia neutra, desacoplándose ambos y
evolucionando a partir de entonces de manera independiente (como había
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
ocurrido anteriormente con los neutrinos). La radiación lleno todo el Universo
mientras que la materia tendía a configurar grandes agrupaciones. La radiación
que se desacoplo en aquella época es la que descubrieron Pencias y Wilson en
1965 como un fondo cósmico de microondas. Este baño de radiación es altamente
isótropo, es decir, presenta las mismas características en todas las direcciones en
las que se observe. Su espectro corresponde al de un cuerpo negro a 2.7 K,
siendo esta la temperatura actual del Universo.
Al final de la era de la radiación, la densidad era de unos 10 millones de átomos
por cada litro de Universo, mientras que en la actualidad se encuentra, en
promedio en 1 átomo por cada 1000 litros.
En la época dominada por la radiación debieron crearse las irregularidades que
más tarde darían lugar a la formación de las estructuras a gran escala del
Universo, en las que se hallan incluidas las galaxias y en ellas las estrellas. Este
proceso no está bien comprendido en la actualidad, existiendo dudas de que se
formó antes, si las grandes estructuras y a partir de ellas las pequeñas, o al revés.
Actualmente, entre 13 y 20 mil millones de años después, se han formado unos
cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con un promedio de unos cien mil
millones de estrellas, lo que hace un total de diez mil millones de billones de soles,
repartidos a lo largo y ancho de un Universo observable de entre 10 y 20 mil
millones de años luz de radio.
3. ASTRONOMÍA
La astronomía comprende el estudio científico de todo lo que no está en la Tierra.
Dicho así, parece muy vago, pero proporciona una idea de lo amplio de esta
16
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
Disciplina. Incluso algunos incluyen el estudio de la Tierra como un planeta, en
comparación con otros cuerpos similares.
Por lo tanto, la Astronomía trata de estrellas, planetas, cometas, asteroides,
nebulosas, cúmulos estelares, galaxias, etc. etc. etc.
Se suele confundir a veces con la Astrología, que es una creencia en que algunos
cuerpos celestes, según su posición en el cielo vista desde la Tierra, influyen en
las personas, en sus actos, e incluso en los animales o las cosas. Aunque hace
muchos siglos la astrología se confundía a veces con la astronomía, desde el
nacimiento de la ciencia moderna su separación es total: los astrónomos estudian
el Universo para conocerlo y poder explicarlo, mientras que los astrólogos solo
usan tablas de posiciones, para relacionarlas con el carácter de las personas o las
cosas, siguiendo recetas antiguas, que provienen de una época en que se creía
que todo el cielo giraba alrededor de la Tierra.
Para ver de una forma sencilla que estudia la astronomía, que vamos a estudiar
en este curso, nos podemos preguntar qué cosas vemos en el cielo que estén (a
nuestro modo de ver) relacionadas con el tema.
Por ejemplo, qué cosas astronómicas vemos de día? Así, el Sol, la Luna, el lucero
del alba, el lucero vespertino -que suelen ser Venus-, serán respuestas correctas.
En cierto modo, las sombras son también fenómenos astronómicos, pues las
provoca la luz del Sol. De igual modo, el color azul del cielo tiene que ver con el
Sol. Podríamos incluso incluir al arco iris, y otros fenómenos atmosféricos
formados por la luz del Sol...
®Y de noche? Tenemos la luna, los planetas, las estrellas, algunos conocerán
quizá cometas, nebulosas, cúmulos o galaxias. También se ven satélites
artificiales. Las estrellas fugaces, aunque se producen en nuestra atmósfera, a
unos 200 Km. de altura, también tienen que ver con la astronomía, pues se trata
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
de material extraterrestre que cae sobre la Tierra (al igual que los bólidos y los
meteoritos).
Pero a simple vista podemos reducir nuestro campo a varios tipos de objetos: El
Sol, la Luna, los planetas, y las estrellas.
El Sol solo se ve de día, de hecho es el quien marca la diferencia entre día y
noche. A la Luna la vemos cambiando, a veces de día a veces de noche. Los
planetas son cuerpos brillantes en el cielo, y en general Mercurio, Venus, Marte,
Júpiter y Saturno son más brillantes que las estrellas. (Pero también tenemos
Neptuno, Urano o Plutón, que solo se ven usando telescopio).
Frente a las estrellas, los planetas -además de ser más brillantes- no parpadean.
Seguro que habréis visto en el cielo como las estrellas titilan: su brillo no es
uniforme. Esto es debido a la presencia de la atmósfera terrestre, que desvía los
rayos de luz que nos llegan de las estrellas. Este efecto es menos drástico cuando
le ocurre a la luz proveniente de los planetas. Así que podemos distinguir un
planeta de una estrella brillante si nos fijamos en cual no parpadea. La razón de
esto es que los planetas, aunque están muy lejos de nosotros, se ven como
pequeños discos, y son muchos los rayos de su luz los que nos llegan al ojo.
Aunque unos cuantos se desvíen, los demás no, por lo que el brillo aparentemente
no cambia. Las estrellas, sin embargo, están tan lejos que son solo un punto
luminoso. Ese rayo que nos llega de ellas, si se desvía, no alcanza nuestro ojo, y
no vemos su luz momentáneamente. Cuando la noche es poco clara, o muy
turbulenta (con capas atmosféricas de diversa temperatura, como suele suceder
en el verano) las estrellas parpadean más acusadamente.
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
4. DEFINICIONES EN LA BÓVEDA CELESTE
Círculo máximo: Cualquier circunferencia de la bóveda celeste con centro en el
observador.
Polo Norte Celeste: Prolongación del Polo Norte Geográfico en la bóveda celeste.
Ecuador Celeste: Prolongación del ecuador terrestre en la bóveda celeste.
Meridiano Celeste: Cualquier círculo máximo perpendicular al ecuador celeste.
Todos los meridianos pasan por los polos Norte y Sur Celeste.
Eclíptica: Círculo máximo descrito por el movimiento aparente del Sol a lo largo del
año.
Punto Aries: Posición que ocupa el Sol en el Equinoccio de primavera. Es la
intersección de la Eclíptica con el Ecuador en Piscis.
Punto Libra: Es la intersección de la Eclíptica con el Ecuador en la constelación de
Virgo. El Sol se encuentra en el día del equinoccio de otoño.
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
Horizonte del lugar: Proyección sobre la bóveda celeste del círculo del horizonte.
Cenit: Prolongación hacia arriba de la vertical del lugar sobre la bóveda celeste.
Nadir: Prolongación hacia abajo de la vertical del lugar sobre la bóveda celeste.
Meridiano del lugar: Círculo máximo que pasa por el polo Norte celeste y por el
cenit.
Vertical de un astro: Círculo máximo que pasa por el Cenit y por el astro.
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
1 Planeta
COORDENADAS ASTRONÓMICAS
Coordenadas Horizontales
Los dos ángulos que fijan la dirección se llaman Acimut y altura.
El Acimut (A) se mide sobre el horizonte del lugar en horas, desde el Sur hasta el
vertical del astro, positiva en la dirección S W-N-E.
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
La altura (a) se mide sobre el vertical del astro en grados, desde el horizonte del
lugar. Es positiva en dirección al Cenit y negativa hacia el Nadir.
A veces es útil el uso de la distancia cenital (z) definida como la distancia angular
del cenit al astro medida sobre el vertical del astro (z=90-a).
Estas coordenadas se utilizan para determinar las condiciones de observación de
un astro, caso de ser visible. Por debajo de 30 de altitud, las condiciones de
observación en el visible son muy malas debido a los efectos que, sobre la luz,
ejerce la atmósfera terrestre.
Coordenadas Ecuatoriales.
La Ascensión Recta (alpha ) se mide sobre el ecuador celeste en horas, desde el
Punto Aries hasta el meridiano del astro, positiva en la dirección S-E-N-W.
La Declinación (sigma) se mide sobre el meridiano del astro en grados, desde el
ecuador celeste hasta el astro, positiva en la dirección del polo Norte. Se utilizan
para fijar la posición de un astro en el cielo ya que no cambian con el movimiento
diurno. Solo se ven afectadas por el movimiento de precesión, lo que hace que
cada 50 años se cambie el sistema de referencia, variando por tanto las
coordenadas ecuatoriales de cada astro.
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
5 .LA MEDIDA DEL TIEMPO
5.1Tiempo Solar
Llamamos Tiempo Local Verdadero a la hora que nos marca un reloj de Sol en el
lugar en que nos encontramos. Los relojes de sol tienen su fundamento en la
sombra proyectada por un "gnomon" sobre una es cala graduada y ajustada
convenientemente. Por lo tanto son dispositivos que nos marcan la posición
aparente del Sol en cada momento.
El movimiento aparente del Sol presenta ciertas irregularidades debidas a dos
hechos principalmente: la excentricidad de la órbita terrestre y la inclinación del eje
de rotación de la Tierra con respecto al plano de su órbita.
De acuerdo con las dos primeras leyes de Kepler, la Tierra recorre su órbita
elíptica a mayor velocidad cuando se encuentra más cerca del Sol (en el
perihelio), que cuando está más lejos (en el afelio). Así, el desplaza miento
aparente del Sol hacia el Este es más rápido en Enero que en Julio, lo que
significa que en Enero el reloj de sol marca el mediodía más tarde que en Julio.
Por otro lado, el hecho de que el eje de rotación de la Tierra este inclinado
respecto a la eclíptica (en 23.5 grados) hace que el desplazamiento hacia el Este
varíe con la posición del Sol sobre la eclíptica respecto del ecuador. Así, en los
solsticios, el movimiento tiene solamente componente Este (por ser la eclíptica
paralela al ecuador en esos puntos) mientras que en los equinoccios, aparece una
cierta componente hacia el Norte (en Primavera) o hacia el Sur (en Otoño). Esto
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
altera la duración del tiempo transcurrido entre dos culminaciones consecutivas a
lo largo del año.
Para evitar estas irregularidades en la duración del día, se define el Tiempo Local
Medio como el que marcaría un reloj de sol, si este estuviera situado en el
Ecuador y se moviera hacia el Este a velocidad constante a lo largo de todo el
año. La diferencia entre el Tiempo Local Verdadero y el Tiempo Local Medio se
conoce como Ecuación del Tiempo (E.T.= T.L.V. - T.L.M.). Esta diferencia nunca
sobrepasa los 17 minutos.
Llamamos Tiempo Universal (T.U. o G.M.T.) al Tiempo Local Medio del Meridiano
de Greenwich. Muchos de los fenómenos astronómicos están dados en Tiempo
Universal, por lo que hay que tener claro cómo se pasa a la hora que marca
nuestro reloj.
Para mantener cierta homogeneidad en la medida del tiempo y que la hora de
nuestro reloj se corresponda más o menos con la posición del Sol, en todos los
países, se establecieron los husos horarios. Cada país fija la hora del reloj según
el Tiempo Local Medio de un meridiano determinado. Para hacer la conversión de
Tiempo Universal a Tiempo Local Medio, hay que tener en cuenta la longitud
geográfica del meridiano que fija nuestra hora(en medidas de tiempo), para
sumársela si esta al Oeste o restársela si esta al Este.
24
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
Finalmente, la hora que marca nuestro reloj es la Hora Civil, que en horario de
invierno va adelantada una hora respecto del que le correspondería en su huso
horario, y dos en horario de verano.
Para la determinación de la hora a la que ocurren algunos fenómenos (como por
ejemplo la hora del Orto del Sol en un punto determinado) hay que tener en cuenta
también la distancia angular del lugar, respecto del meridiano base del huso
horario correspondiente.
5.2Tiempo Sidéreo
Se define Tiempo Sidéreo como el ángulo horario del Punto Aries. Es un tiempo
basado también en la rotación terrestre, pero no en la posición aparente del Sol. El
día sidéreo es el intervalo que transcurre entre dos pasos consecutivos de un
punto fijo (una estrella muy lejana, el Punto Aries, etc.) por el meridiano del lugar.
El movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita hace que el Sol se desplace
hacia el Este casi 1 grado cada día por lo que el día en Tiempo Solar es más largo
que en Tiempo Sidéreo. Así, la duración de un día sidéreo es de 23h 56m 4,091s
de Tiempo Solar Medio. La conversión de un intervalo de Tiempo Solar Medio en
Tiempo Sidéreo se realiza con la expresión: I(T.S.M.)= 0.99727 I(T.S.).
5.3Otras medidas del Tiempo
El Tiempo Solar Medio corrige las irregularidades del movimiento aparente del Sol,
pero no es un tiempo perfectamente uniforme debido a que está basado en la
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
rotación de la Tierra, y esta no es constante. Para eliminar las pequeñísimas
irregularidades en este movimiento, se introduce el Tiempo de las Efemérides
(T.E.), que representa una medida del tiempo absolutamente uniforme, y en el cual
se basan las fórmulas de la Mecánica Celeste. La desviación entre el T.E. y el T.U.
solo puede determinarse exactamente a posteriori, mediante observaciones
astronómicas. La diferencia entre ambos no suele superar el minuto de tiempo.
Paralelamente existen definiciones basadas en fenómenos físicos para fijar la
duración del segundo. En la XIII Conferencia de Pesos y Medidas (1967) se
definió el segundo como la duración temporal de 9.192.631.770 oscilaciones del
átomo de Cesio 133 en su estado fundamental. El tiempo basado en esta medida
se llama Tiempo Atómico Internacional (T.A.I.). Esta es la definición más utilizada
en la actualidad, habiendo sustituido al Tiempo de las Efemérides.
6. LAS ESTRELLAS
6.1La medida del brillo
El sistema actual para medir el brillo aparente de las estrellas tiene su origen en la
Antigua Grecia. Hacia el año 130 a.C. el astrónomo Hiparco ideo una forma de
medir el brillo de los astros, clasificándolos en seis categorías o magnitudes: a las
estrellas más brillantes las denomino de primera magnitud y a las que estaban en
el límite de visibilidad del ojo humano, de sexta.
Debido a la gran difusión que ha tenido esta forma de medir el brillo a lo largo de
toda la historia de la Astronomía, en la actualidad se ha intentado respetarlo en lo
posible, pero dotándolo de una mayor precisión. La forma en la que el ojo humano
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
responde a la radiación es logarítmica por lo que se adoptó una logarítmica para la
relación entre la magnitud de un astro y la energía que nos llega de él.
Si nos quedamos con un cierto rango del espectro total hablaremos de magnitud
en ese rango. Los rangos más utilizados son: el que se corresponde con los
límites de sensibilidad del ojo, que da lugar a la magnitud visual; el que se
corresponde con los límites de sensibilidad de las placas fotográficas, que originan
la magnitud fotográfica y el abarca todo el espectro y por lo tanto toda la radiación
emitida por el cuerpo, que da lugar a la magnitud bolómetrica.
El brillo con que vemos un astro desde la Tierra depende principalmente de tres
factores: la distancia del astro hasta nosotros, su brillo intrínseco y la cantidad de
materia que hay entre nosotros y el astro. Suponiendo que las estrellas son
fuentes puntuales, la energía que emiten se propaga en el espacio en frentes de
onda esféricos por lo que la densidad superficial de energía disminuye con el
cuadrado de la distancia. Esto significa que de dos estrellas que emiten la misma
cantidad de energía pero que estén situadas una a doble distancia que la otra, nos
llega una energía tal que la de la más cercana es cuatro veces la de la más lejana,
y la diferencia de brillo aparente será de 1.5 magnitudes.
Para evitar el efecto que sobre la radiación tiene la distancia a la que se encuentra
un astro, se emplean las Magnitudes Absolutas, que son una medida del brillo
intrínseco del mismo.
Al igual que con las magnitudes relativas, según sea el rango de longitudes de
onda en que medimos la Luminosidad, obtendremos magnitudes absolutas
visuales, fotográficas o bolométricas.
A menudo se suele dar un dato de las estrellas llamado Índice de Color. Se trata
de un parámetro que sirve para indicarnos la temperatura a la que está la
superficie de la misma y mide la diferencia en magnitudes que presenta esa
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
estrella en dos rangos distintos de longitudes de onda. El índice de color más
utilizado es el B-V, donde B simboliza la magnitud del astro en el azul (en
longitudes de onda centradas en el color azul del espectro) y V representa la
magnitud visual. El Sol emite la mayor cantidad de energía en una longitud de
onda que está centrada en el espectro visible. Las estrellas más calientes emiten
su máximo en longitudes de onda más cortas (y por lo tanto más "hacia el azul") y
las más frías en longitudes más largas ("hacia el rojo"). De esta manera, midiendo
la diferencia entre la energía que emite un astro en el azul y la que emite en todo
el rango visual, tendremos una idea de si ese astro está más caliente o más frío
que el Sol.
6.2Análisis de la radiación. Espectros
Si hacemos pasar la luz del Sol por un prisma, vemos que se descompone en los
colores del arco iris. Lo mismo ocurre con la luz reflejada por una superficie sobre
la que se han tallado líneas muy finas (red de difracción). En ambos casos se
descompone la luz blanca en todas las longitudes de onda que la componen,
obteniéndose un espectro de la misma. Si medimos la cantidad de luz que llega a
cada longitud de onda del espectro del Sol, se forma una curva muy parecida a la
que aparece cuando se hace el mismo proceso sobre la radiación emitida por un
cuerpo negro a 5800 K. La intensidad de la radiación emitida por un cuerpo negro
es función de su temperatura y depende de la longitud de onda (o frecuencia) en
la que la medimos.
En el espectro de una estrella se observa un continuo de energía que se asemeja
mucho al de un cuerpo negro y, superpuesto sobre el, una serie de lineas oscuras
correspondientes a longitudes de onda muy definidas (eventualmente se observan
también líneas brillantes). Se define Temperatura Efectiva de una estrella, como la
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
temperatura de un cuerpo negro que tuviera un espectro continuo con la misma
energía que el observado en la estrella.
Definimos Temperatura de Brillo de una estrella como la temperatura de un cuerpo
negro que emite su máxima energía en la misma longitud de onda que la estrella.
Las líneas oscuras observadas en los espectros estelares se deben a absorciones
de los átomos de la atmósfera estelar en la luz proveniente del interior. La anchura
teórica de estas líneas es muy pequeña, pero diversos fenómenos como el
movimiento de rotación de la estrella, movimientos de turbulencia, de pulsación,
etc. pueden ensanchar las. Además, la presencia de fuertes campos magnéticos
pueden producir el desdoblamiento de las mismas. En definitiva, el análisis de un
espectro estelar nos proporciona información sobre los elementos químicos que
forman la estrella, y sobre las condiciones físicas que reinan en ella: Temperatura,
presión, campos magnéticos, velocidad de rotación, etc. También nos sirve para
medir la velocidad radial de la estrella respecto de nosotros mediante la aplicación
del efecto Doppler-Fizeau.
Veamos por lo tanto, que analizando la radiación que nos llega de las estrellas,
somos capaces de obtener mucha información sobre las mismas. Esto ayuda a
catalogar las estrellas en grupos atendiendo al espectro observado y a la cantidad
de energía que emiten. Representando ambas características en un diagrama (el
llamado diagrama H-R), vemos que la mayor parte de las estrellas se sitúan en
una franja denominada Secuencia Principal. Esta región del diagrama H-R se
corresponde con el estado evolutivo en el que las estrellas pasan la mayor parte
de su vida. Un tercer parámetro que ayuda a fijar la clasificación de una estrella es
la llamada Clase de Luminosidad, que nos informa, en alguna medida, de las
condiciones físicas en que la estrella está emitiendo su energía y su espectro
observado.
29
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
6.3.Evolución estelar
La posición de una estrella en el diagrama H-R es un indicativo de su estado
evolutivo general. A lo largo de su vida, una estrella cambia su posición en el
diagrama describiendo su traza evolutiva. Las estrellas se forman a partir de las
grandes nubes de gas y polvo presentes en el espacio interestelar. La aparición de
inestabilidades puede producir el inicio del proceso de contracción que origina el
nacimiento de la protoestrella. Para que se forme una protoestrella, es necesario
que la energía gravitacional de la nube sea mayor que su energía térmica, de esta
forma, la tendencia a juntar las partículas será más fuerte que la que tiende a
dispersar las. Conforme la contracción hace disminuir el tamaño del sistema, su
interior se va haciendo opaco a la radiación y, en consecuencia comienza a
calentarse. Cuando la temperatura del núcleo alcanza el millón de grados, se
desencadenan las reacciones nucleares de fusión del Hidrogeno que contribuyen
a aumentar la temperatura del interior. En este punto, la presión interna se hace
suficientemente
grande
como
para
contrarrestar
el
colapso
gravitatorio,
deteniéndose la contracción. La protoestrella deja de serlo y se convierte en una
estrella situada en la secuencia principal de diagrama H-R. La evolución futura de
este cuerpo, queda determinada por la cantidad de masa que tiene en este
momento.
Veamos cómo es la evolución de una estrella de tipo solar. La mayor parte de su
vida transcurre en la secuencia principal, transformando Hidrogeno en Helio, en un
estado de equilibrio hidrostático muy estable. El tiempo que la estrella permanece
en este estado depende de la cantidad de combustible nuclear que tiene, pero
sobre todo, de la rapidez con que lo consume. Así, las estrellas más grandes, a
pesar de que tienen una cantidad mayor de Hidrogeno, lo consumen a una
30
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
velocidad tan grande, que se les acaba antes que a las menos masivas. El
intervalo de tiempo oscila entre algunos millones de años para las más masivas,
hasta decenas de miles de millones de años para las más pequeñas.
Cuando en el núcleo de la estrella se ha consumido todo el Hidrogeno en Helio,
disminuye la producción de energía en el núcleo lo que origina una contracción del
mismo, con el consiguiente aumento de la temperatura. La temperatura que se
alcanza en las regiones que rodean al núcleo es suficiente como para que
comiencen las reacciones de fusión del Hidrogeno en ellas. En este momento, la
estructura de la estrella se compone de un núcleo inerte de Helio, rodeado por una
capa termonuclearmente activa y, más alejada una atmósfera estelar dilatada y
fría. El núcleo de Helio se va haciendo cada vez más grande (por el aporte de la
capa externa en la que se sigue produciendo este material a partir del Hidrogeno),
hasta que las condiciones de temperatura y presión activan la reacción de fusión
del Helio en Carbono. Justo antes de que se produzca este hecho, tiene lugar un
aumento rápido y breve de la luminosidad de la estrella, conocido como "Flash del
Helio", que es el detonante de la nueva reacción de fusión nuclear. En este punto,
la estrella tiene dos fuentes de energía: en el núcleo la reacción "triple alpha" (3
He4 ---> 1 C12 + E) y rodeándolo la transformación de Hidrogeno en Helio. La
superficie alcanza un tamaño muy grande pero esta a una temperatura muy baja.
La estrella se encuentra en la fase de Gigante Roja. Cuando el Sol alcance esta
fase, su luminosidad será de unas 1000 veces la luminosidad actual y su
atmósfera se extenderá hasta la órbita de Venus. La temperatura en la superficie
de la Tierra será superior a la de fusión del plomo. Las estrellas Arturo o
Betelgeuse se encuentran en esta etapa de su evolución.
31
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
Evolucionando lentamente en esta fase, la estrella comienza a desprenderse de
las capas más externas, pasando por la fase de variable del tipo RR-Lyrae. Más
tarde, las capas externas terminan por desligarse definitivamente de la estrella,
originando una Nebulosa Planetaria. La vida estimada de estas nebulosas se
estima en unos 50000 años, transcurridos los cuales, la materia que las forma
termina por diluirse en el medio interestelar.
Mientras la superficie se expande y enfría, en el centro la reacción triple alpha va
produciendo un núcleo cada vez más importante de Carbono. Cuando se agotan
el Hidrogeno y el Helio, queda un núcleo compacto de Carbono del tamaño de un
planeta COIIIO la Tierra, pero con una masa del orden de la del Sol. Inicialmente,
este núcleo se encuentra a una temperatura muy elevada constituyendo una
Enana Blanca, pero dado que en su interior ya no tienen lugar nuevas reacciones
nucleares, es un cuerpo térmicamente inerte que se enfría con el paso del tiempo,
pasando de enana blanca a enana marrón y finalmente a enana negra.
La evolución de las estrellas muy masivas desemboca en fenómenos cataclismos.
Tras permanecer en la secuencia principal transformando Hidrogeno en Helio en
su núcleo, sobreviene la etapa de Supergigante Roja en la que, al igual que
ocurría con las estrellas menos masivas, se han expandido las capas más
externas mientras el núcleo se hacia más pequeño y caliente. La conversión de
Hidrogeno en Helio se desplaza del centro a una capa periférica y en el centro
comienza la reacción triple alpha que forma núcleos de Carbono. Cuando se
acaba el Helio en el centro de la estrella una nueva contracción eleva su
temperatura activándose una nueva reacción termonuclear que fusiona los
núcleos de Carbono para producir otros más pesados (Magnesio, Oxigeno,...). De
esta manera el núcleo de la estrella adquiere una estructura "de cebolla", con
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
sucesivas capas en las que tiene lugar una reacción distinta. Esta situación
continúa hasta que aparece en el centro de la estrella el Fe56 (el isótopo más
estable del núcleo de Hierro). Este núcleo tiene la propiedad de ser más estable
que el de cualquier otro elemento pesado, por lo que no hay ninguna reacción
nuclear que, aportando energía al medio (exotérmica), haga reaccionar al Fe56
para formar núcleos más pesados. Cuando el núcleo de Hierro de la estrella
adquiere un tamaño importante y la temperatura alcanza el valor de 5*109 K, el
Fe56 se desintegra en 13 núcleos de Helio y 4 neutrones ¡absorbiendo energía!
En ese instante, el equilibrio hidrostáticoi que ha mantenido la estrella durante toda
su vida, se rompe definitivamente. En tiempos del orden de un segundo, todas las
capas del núcleo se precipitan hacia el centro formándose un núcleo atómico
gigante (compuesto por neutrones) de una dureza inimaginable, sobre el que
colisionan las partes más externas del núcleo que salen eyectadas hacia el
exterior a velocidades del orden de varios miles de kilómetros por segundo.
Durante unos días, la estrella alcanza un brillo comparable al de toda una galaxia.
En una explosión de este tipo, conocida como Supernova (más concretamente
Supernova del tipo II), se inyectan en el espacio interestelar una serie de núcleos
pesados producidos en el interior de la estrella, y durante la explosión, que
pasaran a formar parte de otras estrellas y sistemas planetarios, si eventualmente
alcanzan una región en la que más tarde se formaran nuevas estrellas y planetas
(como es el caso del Sistema Solar). En lo que antes era el centro de la estrella,
puede quedar un objeto compacto, que será una enana blanca si su masa es
inferior a 1.4 veces la masa del Sol, una estrella de neutrones si su masa está
comprendida entre 1.4 y aproximadamente 2.5 masas solares, o un agujero negro
si el objeto compacto es más masivo . En una enana blanca el colapso gravitatorio
es detenido por la presión ejercida por electrones relativistas; se trata de objetos
constituidos por núcleos de Carbono, entre los que se encuentra una "sopa" de
33
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
electrones degenerados que lo dotan de una elevada conductividad térmica. Por
su parte, las estrellas de neutrones son auténticos núcleos atómicos pero con un
tamaño de algunas decenas de Kilómetros de diámetro. Su rápida rotación permite
observarlos como emisores de pulsos de ondas de radio bajo la denominación de
Púlsars. Si la masa del objeto colapsado es todavía mayor, ni siquiera la presión
de los neutrones degenerados es capaz de contrarrestar el colapso gravitatorio,
por lo que ninguna otra fuerza de la Naturaleza puede vencer a la gravitación. En
estas condiciones, el objeto se colapsa indefinida mente y, cuando en su
superficie la gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ella,
se dice que se ha formado un agujero negro.
Podemos concluir que el resultado final de la evolución de una estrella, es un
objeto compacto (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro) que se
forma después de que la estrella se haya desprendido de algunos de los
elementos que ha ido formando durante sus etapas anteriores, como estrella en la
secuencia principal, gigante o supergigante, y en los momentos de la explosión de
supernova (si esta llega a producirse).
7. MEDIDA DE LA LUNA
Neil Alden Armstrong, astronauta estadounidense,
fue la primera persona en caminar sobre la luna;
nació el 5 de agosto de 1930, cerca de Wapakoneta,
Ohio. Él era el mayor de tres hijos de Stephen y
Viola Armstrong Engel. Su pasión por los aviones
quedó señalada a los seis años, cuando hizo su
2Astronauta EE.UU
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
primer viaje en uno de ellos.
Él comenzó a tomar lecciones de vuelo a la edad de catorce años, y en su décimo
sexto cumpleaños le fue concedida una licencia de piloto. A esa edad, Armstrong
se construyó un pequeño túnel de viento (un túnel a través del cual el aire es
forzado a una velocidad controlada para estudiar los efectos de su caudal) en el
sótano de su casa, también realizó experimentos utilizando el modelo de aviones
que había diseñado. A través de estas actividades se estaba preparando para lo
que sería una distinguida carrera en la aeronáutica o la construcción, diseño y
navegación de las aeronaves.
Armstrong también estaba interesado en el espacio exterior a una edad temprana.
Su fascinación fue impulsada por un vecino que era dueño de un potente
telescopio; en el que fue encantado con las vistas de las estrellas, la Luna y los
planetas que vio a través de este dispositivo.
Ingresó a en la Universidad de Purdue en Indiana en 1947 con una beca de
Marina de los EE.UU. Después de dos años de estudio fue llamado al servicio
activo con la armada y ganó sus alas de piloto de jet en la Estación Aérea Naval
de Pensacola, en Florida.
35
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
A los veinte años fue el piloto más joven en su escuadrón. Voló setenta y ocho
misiones de combate durante la Guerra de Corea, una guerra civil desde 1950
hasta 1953 entre el Norte y Corea del Sur en el que China luchó en el lado
comunista de Corea del Norte y los Estados Unidos lucharon para ayudar a Corea
del Sur.
Después de la guerra Armstrong volvió a Purdue y completó una licenciatura en
ingeniería aeronáutica en 1955. De inmediato aceptó un trabajo con el Laboratorio
de Propulsión a Lewis Vuelo del Comité Consultivo Nacional de Aeronáutica
(NACA) en Cleveland, Ohio. Un año más tarde se casó con Janet Shearon.
Poco después, Armstrong transferido a la NACA, donde se convirtió en un experto
piloto de pruebas y voló los primeros modelos de aviones como el F-100, M-101,
M-102, M-104, F-5D, y B-47. También fue piloto del avión cohete X-1B, una
versión posterior del primer avión que rompió la barrera del sonido (el efecto de
arrastre de aire en un avión al aproximarse a la velocidad del sonido).
Fue seleccionado como uno de los tres primeros pilotos de la NACA para volar el
avión cohete X-15-motor. Hizo siete vuelos en este avión, que era una especie de
primer modelo de las futuras naves espaciales. Logrando una altura récord de 207
a 500 pies y una velocidad de 3.989 millas por hora.
En 1962, Armstrong decidió convertirse en astronauta tras una selección de la
NASA e ingresó a ella para su formación. En septiembre de 1962 se convirtió en el
primer astronauta no militar de Estados Unidos. Su asignación de vuelo por
36
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
primera vez como un astronauta fue como una copia de seguridad, o suplente, del
piloto de Gordon Cooper, en la misión Gemini 5.
A posteriori continuó su formación especializada en la nave espacial Gemini y fue
seleccionado como el piloto de mando para la misión Gemini 8. Con copiloto David
Scott que fue lanzado desde Cabo Kennedy (ahora Cabo Cañaveral), Florida, el
16 de marzo de 1966. El Gemini 8 orbitó y se acopló como estaba previsto con
otro vehículo en órbita, pero poco después la nave Gemini 8 se salió de control.
Armstrong trajo al Gemini 8 al Océano Pacífico a sólo 1,1 millas náuticas del punto
de aterrizaje previsto.
La conducta fría y profesional de Armstrong dio una fuerte impresión en sus
superiores, quienes lo destinaron a la formación para el programa Apolo. Durante
un vuelo de entrenamiento de rutina del vehículo de aterrizaje de la investigación,
las embarcaciones de Armstrong se salieron de control; este se expulsó a sí
mismo y aterrizó en paracaídas a unos metros de distancia del vehículo de
formación, que se estrelló en llamas. Con sus emociones controladas de
costumbre, él se alejó y con calma hizo su informe.
7.1Misión Apolo 11
En enero de 1969 Armstrong fue seleccionado como comandante del Apolo 11, la
primera misión de aterrizaje lunar. El 16 de julio a las 9:32 A.M. Hora del este
37
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
(EDT), Armstrong, con los astronautas Michael Collins y Edwin Aldrin, despegó
desde el Centro Espacial Kennedy en Florida.
El Apolo 11 pasó a la influencia gravitatoria (fuerza de la gravedad) de la luna el
18 de julio y la vuelta a la luna dos veces. Armstrong y Aldrin entraron en un
módulo lunar (una pequeña nave espacial) llamado el Águila. A medida que
descendieron hacia la superficie lunar, su equipo se convirtió en sobrecarga, pero
bajo las instrucciones del centro de control de la misión en Houston, Texas,
Armstrong logró aterrizar el módulo. A las 4:17:40 pm. , el 20 de julio, una parte
importante de la población de la Tierra estaba escuchando la transmisión de radio
de Armstrong informando que el Águila había aterrizado. A las 10:56 pm. puso el
pie en la luna, diciendo: "Eso es un pequeño paso para el hombre, pero un salto
gigantesco para la humanidad."
Carrera después de la NASA
Apolo 11 fue la misión al espacio final de Armstrong. Luego se unió a la Oficina de
la NASA de Investigación Avanzada y Tecnología, donde una de sus principales
actividades era promover la investigación sobre el control de las aeronaves de alto
rendimiento mediante la computadora. En 1971 comenzó a trabajar en la
Universidad de Cincinnati en Ohio, donde pasó siete años como profesor de
ingeniería aeroespacial.
Armstrong se mantuvo trabajando para el gobierno. En 1984 fue nombrado en la
Comisión Nacional sobre el espacio, donde completó un informe con un ambicioso
futuro de los programas espaciales de EE.UU., También fue líder de una comisión
38
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
gubernamental para investigar la explosión desastrosa de la lanzadera espacial
Challenger , que se produjo en enero de 1986.
Armstrong trabajó para varias empresas desde sus días de astronauta, incluyendo
el cargo de presidente de los Sistemas de AIL, Inc., un fabricante de electrónica
aeroespacial. En 1999 fue honrado en una ceremonia celebrada en el National Air
and Space Museum de la Smithsonian Institution en Washington, DC, donde
recibió la Medalla de Langley, en honor al trigésimo aniversario de la misión Apolo
11. Armstrong también hace ocasionales apariciones públicas en el aire en su
ciudad natal de Wapakoneta, Ohio
7.2CRUZANDO EL CANAL DE LA MANCHA
Hace millones de años la Luna estuvo bombardeada por distintos cuerpos
celestes, como asteroides y
cometas, dejando una superficie característica ,
totalmente "rugosa y ondulada", formada por miles de cráteres que pueden
observarse a simple vista. Inicialmente fueron grandes cuerpos, mientras que en
una segunda etapa,
los cuerpos que impactaban fueron más pequeños,
provocando cráteres más chicos, y todo esto ocurrió hace unos 3800 millones de
años aproximadamente.
El análisis de impactos responde al nuevo catálogo de alta resolución de los
cráteres lunares de 20 metros de diámetro o superior -que son 5.185 en total- que
se ha hecho gracias a los datos tomados por el altímetro de la sonda espacial de
la NASA Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). China también está desde hace
pocos años en un proyecto para fotografiar, estudiar y armar un meticuloso y fiel
plano de la superficie lunar, por lo que ha enviado una nave que orbita la Luna
39
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
consiguiendo imágenes en 3D. También estaría previsto enviar una nave no
tripulada que alunizara.
8. DATOS CURIOSOS DEL PLANETA TIERRA
3 globo terráqueo
9. MAGNETISMO TERRESTRE
Hasta el siglo XVI el hombre no intuyó que la Tierra se comportaba como un
gigantesco imán. Desde entonces, diversos científicos se aplicaron al estudio del
magnetismo terrestre, contribuyendo de manera fundamental a aumentar el
conocimiento y la comprensión de este fenómeno
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
4 Polo Magnético
La existencia del campo magnético de la Tierra es conocida desde muy antiguo,
por sus aplicaciones a la navegación a través de la brújula. En el año 1600, el
físico inglés de la corte de Isabel I, William Gilbert, publicó la obra titulada De
magnete, considerada como el primer tratado de magnetismo. Gilbert talló un imán
en forma de bola y estudió la distribución del campo magnético en su superficie.
Encontró que la inclinación del campo en este imán esférico coincidía con lo que
se sabía acerca de la distribución del campo terrestre. De este experimento
concluyó que la Tierra era un gigantesco imán esférico. Posteriormente, los
estudiosos del geomagnetismo observaron que, tomando en cuenta la declinación,
la mejor representación del campo terrestre sería un imán esférico cuyo eje de
rotación estuviera desviado unos 110 del eje geográfico de la Tierra.
41
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
9.1La Tierra es un imán
Un imán suspendido horizontalmente adopta una posición tal que uno de sus
extremos apunta aproximadamente hacia el polo norte geográfico. Este extremo
se llama polo norte del imán; el opuesto se denomina polo sur. Los polos del
mismo nombre de dos imanes se repelen y los de nombre contrario se atraen.
El polo norte de la aguja de una brújula apunta al polo norte geográfico, porque la
Tierra misma es un imán: el polo sur de este imán está cerca del polo norte
geográfico y, como los polos contrarios de dos imanes se atraen mutuamente,
resulta que el polo norte de la brújula es atraído por el polo sur del imán terrestre,
que está en las proximidades del polo norte geográfico.
Sin embargo, la brújula indica cuál es la dirección de la línea geográfica Norte-Sur
sólo de un modo aproximado. Los polos norte y sur geográficos son los dos puntos
donde el eje de rotación de ¡a Tierra corta a la superficie terrestre. Normalmente,
la aguja de la brújula se desvía hacia el Este o hacia el Oeste del norte geográfico.
Este ángulo de desviación se denomina declinación.
Una aguja magnética suspendida por su centro de gravedad no se mantiene en
posición horizontal. el extremo que señala al Norte se inclina hacia el suelo en el
hemisferio septentrional, y lo mismo hace el extremo que señala al Sur, en el
hemisferio meridional. Este ángulo de desviación de la aguja respecto de la
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
horizontal se llama inclinación magnética. El valor de la inclinación, al igual que el
de la declinación, es diferente de un punto a otro de la superficie de la Tierra.
El campo magnético terrestre se caracteriza también por su intensidad. La
intensidad de un campo magnético se mide en gauss. El campo magnético
terrestre es bastante débil, del orden de 0,3 gauss en las proximidades del
ecuador y de 0,7 gauss en las regiones polares.
El alineamiento en general Norte-Sur de las líneas magnéticas, de acuerdo con el
eje de rotación terrestre, sugiere que el campo, en lo fundamental; constituye un
dipolo. Resulta inclinado unos 110 respecto al eje de rotación terrestre, y presenta
considerables irregularidades (no corresponde al campo de un dipolo perfecto).
9.21Hipótesis del magnetismo terrestre
Hay dos modos de producir un campo magnético: bien por medio de un cuerpo
imanado, bien a través de una corriente eléctrica. Antiguamente, se creía que el
magnetismo terrestre estaba originado por un gigantesco imán situado dentro de
la Tierra (hipótesis del imán permanente). Ciertamente, la Tierra contiene
yacimientos de minerales de hierro, y se cree que su núcleo está compuesto por
hierro y níquel, sustancias altamente magnéticas. Si este núcleo, cuyo radio
excede de los 3.400 km, es en efecto un imán permanente, el campo magnético
terrestre puede muy bien ser atribuido a él.
43
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
Sin embargo, las sustancias ferromagnéticas, como el hierro y el níquel, pierden
su magnetismo por encima del denominado punto de Curie, que es de 770 °C para
el hierro y de 360 °C para el níquel. Como la temperatura del núcleo es superior a
estos valores (es mayor de 2.000 0C), ni el níquel ni el hierro pueden conservar su
ferromagnetismo. El núcleo terrestre no puede ser, pues, un imán permanente.
Otras teorías, posteriores a la de la imanación permanente, están basadas en la
rotación de cargas eléctricas. También se han propuesto diversas hipótesis que se
fundamentan en el fenómeno termoeléctrico y el efecto Hall. Sin embargo, todas
han sido abandonadas a favor de las que postulan la existencia en el núcleo de la
Tierra de fenómenos semejantes a los de una dinamo autoexcitada.
Varios indicios geofísicos sobre la existencia de un núcleo terrestre de naturaleza
fluida y alta densidad, compuesto casi en su totalidad de hierro, sirven de base a
las teorías que sitúan el origen del campo magnético en procesos dinámicos que
tienen lugar en su interior. J. Larmor, en 1919, fue el primero en proponer este tipo
de proceso como constitutivo de un efecto de dinamo auto excitada, que originaría
el campo magnético terrestre. El fenómeno se basa en que el movimiento de
circulación de material conductor en presencia de un campo magnético genera
corrientes eléctricas que, a su vez, realimentan el campo inductor. En el caso de la
Tierra o este movimiento afecta al material fluido del núcleo. En 1934, Cowling
demostró, en oposición a Larmor, que un mecanismo con simetría de revolución
no podía servir como explicación de la generación de un campo magnético
estable. Desde 1946 se vuelve a dar impulso a las teorías de la dinamo
autoinducída, debido a los trabajos pioneros de W. M. Elsasser, E. C. Bullard y H.
Gellman; en la actualidad es, prácticamente, la única manera de explicar el origen
del campo geomagnético.
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
9.3Variaciones del campo magnético terrestre
Los estudios permanentes que se realizan en cualquier observatorio demuestran
que el campo magnético terrestre no es constante, sino que cambia
continuamente. Hay una variación pequeña y bastante regular de un día a otro
(variación diurna). La variación en la declinación es de algunos minutos de arco, y
la variación en la intensidad es del orden de 10-4gauss.
Algunos días se producen perturbaciones mucho mayores, que alcanzan hasta
varios grados en la declinación y 0,01 gauss en la intensidad. Son las llamadas
tormentas magnéticas, generadas por corrientes eléctricas que tienen lugar en las
capas superiores de la atmósfera. A unos cuantos centenares de kilómetros por
encima de la superficie terrestre existe una zona llamada ionosfera, en la que hay
electrones libres arrancados a los átomos de oxígeno y nitrógeno por la radiación
solar. Las partículas cargadas positiva y negativamente (iones y electrones) hacen
que el aire en la ionosfera sea un conductor eléctrico. Estas corrientes eléctricas
de la ionosfera originan campos magnéticos que causan variaciones transitorias
del campo magnético terrestre.
9.4Variación secular: el campo geomagnético deriva hacia el Oeste
Las variaciones temporales del campo magnético terrestre, de periodo tan largo
que sólo se aprecian al comparar valores medios anuales durante varios años,
reciben el nombre de variación secular. Un fenómeno de la variación secular hace
referencia a que la distribución del campo geomagnético se mueve lentamente
hacia el Oeste. El promedio de avance es del orden de 0,18v de longitud por año.
A esta velocidad, la distribución del campo daría la vuelta completa a la Tierra en
unos 2.000 años. A diferencia de las tempestades magnéticas, que ocurren por
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NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
causas externas, las anomalías a largo plazo y su marcha hacia el Oeste se deben
a causas localizadas en el interior de la Tierra. Los cambios internos tienen lugar
de modo muy lento y abarcan hasta millares de millones de años. En
comparación, dos mil años es, pues, un tiempo muy corto. Este elemento
constituye una de las claves fundamentales en el estudio del magnetismo
terrestre.
9.4Paleomagnetismo
El paleomagnetismo es la ciencia que estudia el magnetismo antiguo de la Tierra.
El fundamento dé esta disciplina es la propiedad que tienen ciertas rocas en las
que existen granos de minerales magnéticos, como la magnetita, de adquirir una
imanación inducida por el campo magnético terrestre y en su misma dirección.
Cada grano de magnetita se convierte así en un pequeño imán. Una roca que
contenga este mineral tendrá una imanación que será la suma de la de todos sus
pequeños granos de magnetita. Esta imanación tiene la propiedad de que, aunque
cambie después la dirección del campo magnético terrestre, ella permanece
inalterada y se conserva constante. El estudio de la imanación de rocas antiguas
permite conocer la dirección que tuvo el campo magnético terrestre en otras
épocas.
El estudio de los terremotos ha permitido
definir el interior de la Tierra y distinguir tres
capas
principales,
desde
la
superficie
46
5 crater
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
avanzando en profundidad, en función de la velocidad de propagación de las
ondas sísmicas. Dichas capas, apreciables en un corte transversal, son: corteza,
manto y núcleo. También la información que nos proporcionan los meteoritos
puede ser de gran utilidad para conocer la composición de los materiales del
interior de la Tierra.
Los métodos de datación sitúan la edad de algunos meteoritos en unos 4500
millones de años coincidente con la edad de la tierra. Se cree que la composición
de muchos meteoritos es idéntica a la de algunas capas del interior terrestre. (Foto
arriba:
cráter
en
Arizona
por
el
impacto
de
un
un
meteorito,
tiene
aproximadamente 1,5 Km. de diámetro, y se cree que su masa era de 300.000
ton. y viajaba a una velocidad de 60.000 Km/h.)
47
NUESTR GALAXIA Y EL PLANETA TIERRA
TABLA DE ÍNDICE
2. EL UNIVERSO A GRAN ESCALA ............................................................................................................................... 6
3. ASTRONOMÍA .............................................................................................................................................................. 16
4. DEFINICIONES EN LA BÓVEDA CELESTE ........................................................................................................... 19
5 .LA MEDIDA DEL TIEMPO .......................................................................................................................................... 23
6. LAS ESTRELLAS ......................................................................................................................................................... 26
7. MEDIDA DE LA LUNA ................................................................................................................................................. 34
8. DATOS CURIOSOS DEL PLANETA TIERRA ......................................................................................................... 40
9. MAGNETISMO TERRESTRE .................................................................................................................................... 40
NUESTRA GALAXIA .......................................................................................................................................................... 3
TABLA DE ILUSTRACIONES
1 Planeta ........................................................................................................................................... 21
2Astronauta EE.UU ........................................................................................................................... 34
3 globo terráqueo ............................................................................................................................. 40
4 Polo Magnético .............................................................................................................................. 41
5 crater.............................................................................................................................................. 46
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