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El Universo es el conjunto de cuerpos celestes, nebulosas y espacios intermedios. Dentro de este Universo, los
millones de estrellas que podemos contemplar en el cielo forman parte de la Vía láctea o Galaxia, a la que
pertenece nuestro Sol. Tiene forma de una lente biconvexa, de unos 80.000 años luz de diámetro y un grosor
de unos 15.000 años luz.
¿Cuántos años tiene el Universo?
Ha podido determinarse, mediante el estudio de la desintegración
de uranio, la teoría del proceso evolutivo de las estrellas y la
expansión del Universo, lo que ha dado origen, entre otras, a dos
teorías:
Escala corta: La edad sería de 10 10 años.
Escala larga: La edad sería de 10 14 años (10.000 veces mayor).
En 1972 el astrónomo estadounidense Allan Sangade estableció
un nuevo cómputo en cuanto a la edad del Universo. Según sus
investigaciones podría establecerse en 13 billones de años,
pudiendo llegar a los 18 billones de años.
Ínfima parte del Universo
Componentes del Universo
El Universo, aun a pesar de parecer prácticamente vacío, está compuesto por multitud de sistemas, conjuntos,
etc. Existe una tenue nube material de gases y polvo entre las estrellas, por lo general invisible, pero que en la
cercanía de los astros brilla por fluorescencia, dando lugar a las nebulosas regulares . Los astros forman las
constelaciones.
Los astros y las nebulosas pertenecen a las galaxias . Existen
muchos millones de sistemas estelares , que reciben el nombre
de universos islas o espirales . Las galaxias se unen en
hipergalaxias. Y existe la radiación cósmica, de naturaleza aún
incierta, pero que se sabe que no tiene su origen ni en el Sol ni
en las estrellas y que parece venir de todas las regiones del
espacio.
Las estrellas
Las estrellas son cada uno de los numerosos cuerpos celestes
esencialmente análogos al Sol, que es uno de ellos, dotados de
luz propia y aparentemente inmóviles, unos respecto de otros, en
el firmamento. Debido a esto, los antiguos distinguieron bien las
estrellas fijas o soles, de las estrellas errantes o planetas. Para
localizarlas mejor, el hombre las ha agrupado en constelaciones
.
Alucinantes figuras en el Universo.
Dimensiones y movimiento
Las estrellas tienen unas dimensiones tan reducidas respecto a
las enormes distancias que las separan, que a pesar del volumen de sus masas, la primera impresión que se
tiene del Universo es la de estar vacío. La distancia entre ellas se tiene que medir en años luz y en parsecs.
Las estrellas no están en reposo; la observación ha demostrado que sus posiciones aparentes varían, las
velocidades estelares medidas espectroscópicamente por el principio de Doppler-Fizeau son casi siempre
enormes, y la estrella más rápida es la Flecha de Barnard , que tiene un desplazamiento aparente de más de
10 segundos por año. El conocimiento de sus distancias ha permitido traducir esas variaciones insignificantes
en velocidades.
Respecto al tipo de movimiento de las estrellas, tienen movimiento de rotación, alrededor de sí mismas, y de
traslación, en torno al centro de la Galaxia.
Brillan y emiten calor
En una estrella, lo que provoca la emisión de luz y calor son las
reacciones nucleares de fusión , que consisten en la unión de
varios núcleos atómicos para formar un nuevo núcleo. Para esto
se necesitan temperaturas muy elevadas, y en el caso de las
estrellas, esta reacción se produce entre los isótopos del
hidrógeno.
Con arreglo a su brillo , se clasifican en magnitudes, obteniendo
las más brillantes los números más bajos. El ojo humano puede
distinguir hasta de sexta magnitud, y con ayuda de aparatos se
pueden llegar a distinguir hasta las de vigésima primera
magnitud. La estrella más luminosa es la Dorada , y la menos
luminosa es Wolf , 359, 40.000 veces menos que el Sol.
Al igual que la temperatura de un cuerpo incandescente, la de las
estrellas puede deducirse de su color. Más preciso es el espectro
luminoso. La actual clasificación de las clases espectrales es la
de Harvard ( tabla 1 ).
Universo en movimiento.
Tabla 1 :
TIPO ESPECTRAL
TEMPERATURA
SUPERFICIAL
COLOR
W
C100.000 a 50.000
Azul
O
40.000
Azul
B
20.000
Blanco azulado
A
11.000
Blanco
F
7.500
Blanco amarillento
G
6.000
Amarillo
K
4.200
Amarillo anaranjado
M
3.100
Anaranjado
R
3.000
Rojo anaranjado oscuro
N
3.000
Rojo anaranjado oscuro
S
2.000
Rojo
P
---
---
Q
---
---
Masa y densidad
Las masas estelares no presentan las grandes discrepancias que ofrecen las luminosidades y los tamaños. La
estrella Kuiper 60 , por ejemplo, llega a alcanzar una densidad de 36.000.000. Tan tremendas densidades sólo
son posibles porque las elevadas temperaturas que reinan en estas estrellas enanas ha destruido las cortezas
electrónicas de los átomos y han dejado libres sus núcleos y electrones, que así han podido aproximarse
mucho más que en la materia terrestre.
¿Cómo son y de qué están hechas?
Una estrella es una masa gaseosa en la que actúan dos fuerzas
, una atractiva , la gravitación, y otra expansiva , la presión de
radiación, y ambas limitan la masa de la estrella.
Para que la masa estelar no se desplome es preciso que en el
centro de la estrella reinen temperaturas enormes, de millones de
grados, que produzcan una presión capaz de contrarrestar el
peso de las capas exteriores. Es obvio decir que en el centro de
las estrellas han de existir presiones enormes.
Las estrellas, tan distintas a los planetas, están integradas por los
mismos elementos simples que hay en la Tierra y obedecen a
las mismas leyes que nuestro planeta.
Millones de brillantes estrellas.
El análisis espectral muestra que la composición química del Universo es uniforme. El elemento más abundante
es el hidrógeno , que forma el 55 por ciento del total de su masa, seguido de 44 por ciento de helio y el uno
por ciento restante corresponde a los demás elementos, distribuidos casi en las mismas proporciones que en la
Tierra.
¿Cómo es su vida?
Las estrellas se forman , emiten energía durante millones de años y finalmente se extinguen . Se cree que
las estrellas se forman continuamente por concentración del gas y del polvo interestelar, y que comienzan a
hacerse luminosas cuando la temperatura debida a la concentración ha alcanzado un valor suficiente. Mientras
contienen abundancia de hidrógeno que convertir en helio, permanecen en la serie principal.
A medida que el combustible termonuclear disminuye en el centro, las reacciones alcanzan los niveles más
externos y la estrella aumenta de tamaño hasta convertirse en una gigante roja. A partir de este momento su
volumen se reduce, pierde masa y acaba por convertirse en una enana blanca , que continúa brillando,
principalmente por la energía liberada en la contracción gravitatoria, hasta que esa producción cesa, y la
estrella se extingue. Algunas, sin embargo, sufren explosiones cataclísmicas que las rejuvenecen por algún
tiempo.
El Sol , nuestra estrella
-- El Sol se formó hace 5.000 millones de años .
-- Ahora mismo está en la mitad de su vida.
-- Está a casi 150 millones de kilómetros de la Tierra.
-- Tarda 25 días en realizar una rotación completa y 220
millones de años en completar su traslación alrededor de la
galaxia.
-- Es del tipo G , tiene color amarillo y una temperatura
superficial alrededor de 6.000º C . Su diámetro es de 1.393.000
Km.
-- Al final de su vida se convertirá en una enana blanca .
El Sol, la estrella de nuestro sistema
planetario.
Las galaxias
Las galaxias son formaciones de estrellas , que se suelen juntar formando agregados, gas y polvo análogas
a la Vía Láctea, también conocidas por nebulosas, espirales y universos islas.
Las galaxias están dotadas de un movimiento de rotación en torno a su eje, sin girar en bloque como lo haría
un sólido.
¿Cuántas hay?
El número de galaxias conocido es enorme: el observatorio de
Harvard ha catalogado 1.249 hasta la magnitud 13, y el número
de las registradas en las placas del Observatorio del Monte
Wilson es del orden del millón. Todas distribuidas regularmente
por todo el Universo.
¿Son muy grandes?
El diámetro de una galaxia variaría entre los 1.500 y los 300.000
años luz y contienen un número de estrellas del orden de 10 11 .
¿Son todas iguales?
Una galaxia espiral.
Según su forma se dividen en tres clases:
-- Irregulares : Este tipo de galaxia presenta una forma desordenada ya que los agregados están revueltos y
rodeados por abundantes nebulosas. Lo son el 3 por ciento de las galaxias.
-- Elípticas : Presentan forma de elipse , ya que los agregados se colocan de dicha
forma. Tienen núcleo, pero no brazos y contienen pocas nebulosas. No encierran
nubes de polvo ni estrellas azules gigantes O y B, pero sí gigantes rojas, lo que
indica que deben tener una antigüedad de más de 1.000 millones de años.
Constituyen un 17 por ciento de las galaxias.
-- Espirales : Parte de los agregados se concentran en el centro formando el
núcleo de la galaxia, el resto forman prolongaciones del núcleo llamadas brazos .
En estos son abundantes las estrellas azules y blancas, de lo que se deduce que
éstas galaxias son más recientes e incluso algunas están en formación. Las hay
atravesadas centralmente por una barra luminosa. Estas forman el 80 por ciento .
Andrómeda, a 2,5
millones de años luz,
una galaxia elíptica.
Masa y luminosidad
La masa de las galaxias varía entre 10 9 y 3·10 11 veces la del Sol, unos 2·10 30 kg. por término medio.
Su luminosidad viene a ser 5·10 9 veces mayor que la solar; y algunas, como Andrómeda, son similares a la Vía
Láctea, mientras que otras son hasta 100.000 veces menos luminosas.
Características de algunas galaxias conocidas (tabla 2).
Las dos Nubes de Magallanes son las únicas galaxias distinguibles a simple vista. Son verdaderos satélites de
la Vía Láctea , y la de Andrómeda , está a 750.000 años luz de nosotros. La más lejana hasta hoy conocida
parece estar a 6.000 millones de años luz.
Tabla 2 :
GALAXIAS
NÚMERO DE
ESTRELLAS
FORMA
DIÁMETRO MEDIO (años
luz)
Pequeña Nube de
Magallanes
1.500 millones
Irregular
20.000
Gran Nube de Magallanes
5.000 millones
Irregular
30.000
Vía Láctea
200 billones
Espiral
100.000
Andrómeda
400 billones
Espiral
150.000
(Ver, además, Universo y Galaxias )
Las constelaciones
Las constelaciones son conjuntos de estrellas identificables a simple vista por su configuración y cuyo nombre
alude con más o menos exactitud a esta última.
¿Quién las llamó así?
El hombre formó las constelaciones para poder localizar mejor
las estrellas.
Estrella, galaxias, constelaciones:
Universo.
Modernamente, los astrónomos han dividido el firmamento en 88
parcelas. Las del cielo boreal, las zodiacales , y las australes
que se divisan desde los países mediterráneos son conocidas
desde la antigüedad, y llevan nombres de la mitología
grecolatina. Las de las altas latitudes fueron bautizadas al
iniciarse la era de los descubrimientos, y hay menos unidad en
sus denominaciones. Además del nombre vulgar, cada
constelación lleva un nombre científico internacional en latín.
Entre ellas se distinguen las 28 siguientes:


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
-Andrómeda
-Águila
-Aries
-Auriga
-Casiopea
-Corona Boreal
-Cuervo
-Cisne
-Delfín
-Dragón
-Escorpión
-Gemelos
-Hércules
-León
-Libra
-Lira
-Ofiuco
-Orión
-Osa Mayor
-Osa Menor
-Pegaso
-Perseo
-Saeta
-Sagitario
-Serpiente
-Toro


-Triángulo
-Virgo
El sistema solar
El Sistema Solar es un sistema
planetario, que tiene por centro de
atracción a la estrella llamada Sol, y
del que forman parte:
- 9 planetas : Mercurio, Venus,
Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,
Urano, Neptuno y Plutón.
- 32 satélites : Giran en torno a los
planetas. 1 corresponde a la Tierra,
2 a Marte y a Neptuno, 5 a Urano y
12 a Júpiter. Existen los satélites
regulares, que giran en órbitas casi
circulares y de Oeste a Este en torno
a su planeta. También existen los
irregulares, que describen órbitas
elípticas y de Oeste a Este.
Esta es una representación de los planetas del Sistema Solar y del
Sol .
- 1.600 asteroides : Estos catalogados y algunos más que giran entre Marte y Júpiter.
- 55 cometas periódicos : De los que se ha observado, al menos, un regreso.
Cerca de medio centenar de cometas no periódicos : De los que sólo se conoce una aparición.
Se distinguen dos tipos de planetas:
- Los interiores : Los más cercanos al Sol. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Son más pequeños y
densos. Tienen pocos o ningún satélite.
- Los exteriores : Los planetas más alejados del Sol. Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son poco densos
y grandes. Al contrario que los otros, tienen un gran número de satélites.
Plutón< , por su lejanía del Sol, debería ser exterior, pero sus características se parecen más a las de un
planeta interior.
Casi todos los planetas (menos Mercurio) tienen atmósfera , debido a las fuerzas gravitatorias. Mercurio está
demasiado cerca del Sol, lo que le hace alcanzar unas temperaturas que le impiden crear atmósfera.
UNIDADES DE MEDIDA EN EL UNIVERSO.
Nebulosa Helix o Helice, conocida como el "Ojo de Dios", mide dos años luz de
ancho y se encuentra a 700 años luz de la Tierra.
El año luz
El año luz es la distancia que recorre la luz en el vací durante un año. Sirve para medir dimensiones enormes
como las de las galaxias.
Para averiguar cuántos kilómetros serían un año luz, averiguaremos cuantos segundos tiene un año:
segundos en un año = 60 * 60 * 365 *24 = 31.536.000 segundos
Así es que, si la luz recorre 300.000 kilómetros cada segundo, en un año:
31.536.000 * 300.000 = 9.460.800.000.000 km
En respuesta a la pregunta, un año luz, son 9.460.800.000.000 km .
TEORÍAS SOBRE LA FORMACIÓN DEL UNIVERSO
Existen muchas y variadas teorías sobre la formación del
Universo, muchas de ellas antiguas y ya rechazadas, sin
embargo, todas ofrecen dudas y, aunque cada vez son más
cercanas a la que pudo ser la real, no podemos estar seguros.
Desde siempre, el hombre se ha preguntado cómo y porqué se
formo el Universo, y aunque las teorías más conocidas
históricamente fueron la teoría geocéntrica y la heliocéntrica ,
antes hubo otras.
TEORÍAS ANTERIORES A LA GEOCÉNTRICA Y
HELIOCÉNTRICA.
Los caldeos adivinaron la existencia de los planetas, y para
explicar su movimiento, se imaginaron otros tantos dioses que los
gobernaban.
Los egipcios creían que los siete astros vagaban por el Nilo
celeste.
Universo ¿como lo describimos o
conocemos hoy?
Los griegos pensaban que los planetas iban en carros.
Siglo VII a. C. :
Tales de Mileto que pensaba que la Tierra era un disco circular.
Siglo VI a. C. :
Anaximandro . Para él la Tierra era un cilindro con dos caras planas, una de las cuales habitamos.
Siglo VI a. C. :
Anaxímedes , para quien la Tierra era un disco plano y los astros, otros que flotaban dentro de una esfera en la
que están clavadas las estrellas.
Siglo VI a. C. :
Pitágoras y sus discípulos iniciaron la teoría de la esfericidad de la Tierra, así como la doctrina de los astros.
409 a 356 a. C.:
Euxodio . Para explicar los movimientos de los astros en el firmamento, supuso a la Tierra inmóvil, e imaginó
un sistema de esferas con un centro común, el mismo de la Tierra.
Siglo III a. C. :
Aristarco de Samos , que expuso, por primera vez, la teoría heliocéntrica, declarada contraria a la física por
negar principios absolutos, a la astronomía por no salvar las apariencias y, a la religión, por ofender a los
dioses.
240 a. C.:
Apolonio , que para explicar los movimientos de los planetas, ideó los epiciclos , que eran el círculo que
recorría un planeta con movimiento uniforme y alrededor de un centro, y los deferentes , donde este centro
giraba alrededor de otro círculo de mayor diámetro.
TEORÍA GEOCÉNTRICA.
Esta teoría tiene como punto más
característico en la idea de que la Tierra
es el centro del Universo , idea que se
ajustaba de forma bastante exacta a las
observaciones que se hacían del cielo a
simple vista.
Las estrellas forman una fina capa celeste
alrededor de la Tierra llamada bóveda
celeste, y entre ella y la Tierra, se
encuentran el resto de los planetas
(excepto Urano, Neptuno y Plutón), el Sol y
la Luna en el siguiente orden: la Luna,
Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y
Saturno, tal y como se muestra a la
derecha en la representación gráfica del
modelo geocéntrico.
¿Quién la ideó?
En el siglo II a. C., Tolomeo propuso esta teoría que perduró hasta el siglo XV.
LA TEORÍA HELIOCÉNTRICA
La teoría heliocéntrica, se puede decir que es la opuesta a la geocéntrica, ya que la característica más notable
en esta es que el Sol es el centro del sistema y no la Tierra. Ésta sólo gira a su alrededor como el resto de los
planetas, describiendo órbitas elípticas. El Universo es infinitamente grande, y los planetas están más cerca de
la Tierra que las estrellas, según ésta teoría, y todos los cuerpos del Universo se atraen entre sí.
¿Quién la ideó?
Participaron varios físicos en su creación y perfeccionamiento:
Siglo XV:
- Copérnico, resucitando la idea heliocéntrica de Aristarco ,
colocó al Sol en el centro del mundo y a los planetas girando a su
alrededor. Como la teoría del griego, la copernicana halló no
poca oposición.
Teoría heliocéntrica: planetas giran
alrededor del Sol.
- Uno de los oponentes a la teoría de Copérnico fue Tycho
Brahe . Propuso que la Tierra estaba en el centro del sistema, a
su alrededor, la Luna y el Sol, y, alrededor de éste, el resto de los
planetas.
- Kepler , discípulo de Tycho , consagró el sistema copernicano al formular las tres leyes siguientes:
1ª : Los planetas describen elipses, en uno de cuyos focos está el Sol.
2ª : El radio vector de cada planeta barre áreas proporcionales a los tiempos empleados en recorrerlas.
3ª : Los cuadrados de los tiempos empleados en recorrer las órbitas, son proporcionales a los cubos de
sus distancias medias al Sol.
Estas leyes permitieron a Newton descubrir la ley de gravitación universal.
OTRAS TEORÍAS ACTUALES SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO.
TEORÍA DE HOYLE.
· ¿En qué consiste?
Defiende un Universo estático , sin principio ni fin, que permanece inalterable. Cuando una galaxia envejece y
muere, otra nueva le sustituye.
· ¿Es válida?
Algunos cálculos realizados parecen indicar que las galaxias se originaron al mismo tiempo, lo cual echa por
tierra esta teoría.
EL BIG BANG (gran explosión).
El Universo está en un cambio continuo. Su estudio permite
reconstruir la historia y suponer cuál fue su origen. Las galaxias
se desplazan separándose, lo que permite asegurar que el
Universo se expande en todas direcciones, es decir, que
aumenta de volumen progresivamente.
· ¿Quién la ideó y en qué consiste?
Edwin Huble descubrió en 1929 que el Universo está en
expansión, en lo que se apoyo para formular la teoría de Big
Bang : Al principio, toda la masa que hoy se encuentra dispersa
en las galaxias, se concentraba en un punto llamado el
superátomo . Este tenía, obviamente, un densidad enorme, lo
que provocó la gran explosión, que causó la expulsión de toda la
materia en todas direcciones, hace, más o menos, 15.000
millones de años.
El big bang ¿algo así?
En los primeros instantes, la materia esparcida consistía en
protones, electrones y neutrones independientes. A medida que se alejaban se fue produciendo un
enfriamiento que permitió que estas partículas se organizaran:
Protones, Electrones, Neutrones >> Hidrógeno y Helio
Masas de hidrógeno y helio + fuerzas gravitatorias = Galaxias
Y en el interior de las galaxias se produjo el proceso de formación de las estrellas.
· Planetas : Los agregados se unieron formando los planetas.
· Satélites : Algunos discos de materia quedaron girando alrededor de los planetas.
EL UNIVERSO Y EL SISTEMA SOLAR

Teorías de origen y formación

Modelos de universo

Escalas y magnitudes

Sistema Solar

La Tierra

Nuestro Satélite La Luna

Otros componentes del Sistema Solar aparte de los planetas.

Eclipses

Investigación Espacial

Estación Universal (ISS)

Teorías de origen y formación
Historia del universo Origen del Universo
El universo es el conjunto de todas las cosas que existen (la Tierra, el sol, las estrellas, los planetas y
todos los astros) ordenados y sometidos a las leyes de la naturaleza.
Las teorías cosmológicas más antiguas que datan del 4000 a. C., dicen que la Tierra era el centro del
Universo y que todos los demás cuerpos celestes giraban alrededor de ella (Sistema Geocéntrico).
El concepto de que la Tierra era el centro del Universo permaneció inamovible hasta 1543, cuando el
astrónomo Nicolás Copérnico propuso un sistema en el que los planetas giraban en órbitas circulares
alrededor del Sol, el cual estaba situado en el centro del Universo (Sistema Heliocéntrico).
Con el perfeccionamiento de los instrumentos de investigación, y el descubrimiento de nuevas Leyes
de la Física, las teorías cosmológicas fueron evolucionando hasta la del Universo en Expansión,
formado por galaxias, nebulosas, cúmulos estelares, estrellas, planetas, etc.
EXPLICACIONES CIENTIFICAS
EXPLICACIONES RELIGIOSAS
Las explicaciones científicas se basan en el
desarrollo del “método científico” y se
caracterizan por ser:
Lo que proclaman las explicaciones religiosas
tienen como características comunes el ser:

Inciertas: las hipótesis científicas deben
ser confirmadas por la experimentación.

Provisorias: van cambiando con el
tiempo.

Relativas: son válidas para los que
sostienen esa hipótesis.

Dogmáticas: lo que proclaman no se
puede negar ni discutir.

Permanentes: no varían con el tiempo.

Absolutas: son aceptadas
incondicional- mente por los creyentes,
por su fe.
Edwin Hubble descubrió que el Universo se expande. La teoría de la relatividad general de Albert
Einstein ya lo había previsto.
Se ha comprobado que las galaxias se alejan, todavía hoy, las unas de las otras. Si pasamos la
película al revés, ¿dónde llegaremos?
Los científicos intentan explicar el origen del Universo con diversas teorías. Las más aceptadas son la
del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.
El universo nace en circunstancias desconocidas. Según los conocimientos científicos del Bing Bang,
surgió de una “singularidad”, un punto de densidad infinita en el que explotan las leyes del espacio y
del tiempo.
Las teorías actuales apuntan a una era de inflación rápida; una expansión tan acelerada que supero la
velocidad de la luz. Es posible que el universo, en principio del tamaño de una bola diminuta de
menos de un milímetro, se haya expandido mucho más allá de las distintas que en la actualidad
pueden observar nuestros telescopios más potentes.
La fuerza primitiva que se mueve dejando una serie de partículas elementales electrones, quarks,
gluones, y neutrinos… que sobrevienen en un entorno con temperaturas elevadísimas(1027°c).
Agotada, la fuerza primitiva del universo se disuelve en gravedad y otras fuerzas que actúan a nivel
nuclear. Se aplican ya las leyes de Einstein. El universo sigue expandiéndose y enfriándose.
La temperatura desciende hasta mil billones de grados centígrados. Aparecen las cuatro fuerzas
elementales de la física: la gravedad, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y el
electromagnetismo. Ha llegado la hora de la creación de partículas más complejas.
Los quarks empiezan a formar grupos de tres, dando lugar a los primeros protones y neutrones, la
estructura básica de los átomos. La materia y la antimateria chocan e inician su destrucción mutua,
dejando por alguna razón desconocida un resto de materia pura. La temperatura del universo ha
descendido hasta mil millones de grados centígrados.
Neutrones y protones se combinan para formar los núcleos más básicos del átomo: los de hidrogeno,
helio y litio. El universo se enfría a una velocidad tan extraordinaria que no queda calor suficiente para
formar elementos mas pesados.
La luz no logra llegar al universo primitivo a causa de su espesa mezcla de electrones protones
(propagadores de luz y otras ondas energéticas). Al llegar a 3000°C, los elementos consiguen
finalmente conectarse a la estructura básica del átomo, liberando fotones y creando la primera señal
electromagnética del universo (todavía hoy se sigue oyendo su rastro). El espacio es ahora
transparente. Teoría del Big Bang
La teoría del Big Bang o gran explosión, supone que, hace entre 12.000 y 15.000 millones de años,
toda la materia del Universo estaba concentrada en una zona extraordinariamente pequeña del
espacio, y explotó. La materia salió impulsada con gran energía en todas direcciones.
Los choques y un cierto desorden hicieron que la materia se agrupara y se concentrase más en
algunos lugares del espacio, y se formaron las primeras estrellas y las primeras galaxias. Desde
entonces, el Universo continúa en constante movimiento y evolución.
Esta teoría se basa en observaciones rigurosas y es matemáticamente correcta desde un instante
después de la explosión, pero no tiene una explicación para el momento cero del origen del Universo,
llamado "singularidad".
Teoría inflacionaria
La teoría inflacionaria de Alan Guth intenta explicar los primeros instantes del Universo. Se basa en
estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro.
Supone que una fuerza única se dividió en las cuatro que ahora conocemos, produciendo el origen al
Universo.
El empuje inicial duró un tiempo prácticamente inapreciable, pero fue tan violenta que, a pesar de que
la atracción de la gravedad frena las galaxias, el Universo todavía crece.
No se puede imaginar el Big Bang como la explosión de un punto de materia en el vacío, porque en
este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. No había ni "fuera" ni
"antes". El espacio y el tiempo también se expanden con el Universo.
La era cósmica oscura concluye con la formación de las primeras estrellas del universo en medio de
densas nubes de gas. Compactado por la gravedad, él hidrogeno que contienen esas estrellas se
funde en helio, derramando luz y calor en el espacio. Violentas y calurosas reacciones nucleares van
generando nuevo elementos. Se forman así el carbono, él oxigeno y el magnesio. Estrellas gigantes,
llamadas supernovas, expiran con tremendas explosiones y liberando materia pesada a través de las
galaxias en evolución.
Se forman nuestro sol a la vez que los planetas del sistema solar, posiblemente a raíz del cataclismo
provocado por una supernova, que fue produciendo acumulaciones graduales de polvo, piedra, y gas
hasta convertirse en cuerpos esféricos. En los planetas cercanos al sol (mercurio, Venus la tierra), la
mayoría del gas ligero se ha quemado, dejando en la tierra una mezcla compuesta principalmente por
hierro, níquel, carbono, oxigeno y magnesio. Los planetas más distantes como Júpiter y saturno,
siguen siendo gigantescos globos de gas ligero.
Las primeras células empiezan a poblar la tierra. Según las antiguas teorías los componentes
fundamentales de la vida, como los aminoácidos, procedían de la acción de relámpagos sobre una
mezcla primitiva de agua, metano e hidrogeno. Las teorías contemporáneas sostienen que los
asteroides que cayeron en la tierra pudieron traer consigo las simientes de la vida orgánica.
Los organismos multicelulares se propagan, ayudados por el inicio de la reproducción sexual. Los
primeros vertebrados aparecen, seguidos por los dinosaurios, los reptiles, los mamíferos y los
vegetales. Hace unos cinco millones de años, varias especies de homínidos empiezan a vivir en
África. El Homo Sapiens hace más de 100.000 años, y con él surgen la lengua, la cultura y la
sociedad humana
ORIGEN DEL SISTEMA SOLAR
Desde los tiempos de Newton se ha podido especular acerca del origen de la Tierra y el Sistema
Solar como un problema distinto del de la creación del Universo en conjunto. La idea que se tenía del
Sistema Solar era el de una estructura con unas ciertas características unificadas:
1. - Todos los planetas mayores dan vueltas alrededor del Sol aproximadamente en el plano del
ecuador solar. En otras palabras: si preparamos un modelo tridimensional del Sol y sus planetas,
comprobaremos que se puede introducir en un cazo poco profundo.
2. - Todos los planetas mayores giran entorno al Sol en la misma dirección, en sentido contrario al de
las agujas del reloj, si contemplamos el Sistema Solar desde la Estrella Polar.
3. - Todos los planetas mayores (excepto Urano y, posiblemente, Venus) efectúan un movimiento de
rotación alrededor de su eje en el mismo sentido que su revolución alrededor del Sol, o sea de forma
contraria a las agujas del reloj; también el Sol se mueve en tal sentido.
4. - Los planetas se hallan espaciados a distancias uniformemente crecientes a partir del Sol y
describen órbitas casi circulares.
5. - Todos los satélites, con muy pocas excepciones, dan vueltas alrededor de sus respectivos
planetas en el plano del ecuador planetario, y siempre en sentido contrario al de las agujas del reloj.
La regularidad de tales movimientos sugirió, de un modo natural, la intervención de algunos procesos
singulares en la creación del Sistema en conjunto.
Por tanto, ¿cuál era el proceso que había originado el Sistema Solar? Todas las teorías propuestas
hasta entonces podían dividirse en dos clases: catastróficas y evolutivas. Según el punto de vista
catastrófico, el Sol había sido creado como singular cuerpo solitario, y empezó a tener una «familia»
como resultado de algún fenómeno violento. Por su parte, las ideas evolutivas consideraban que todo
el Sistema había llegado de una manera ordenada a su estado actual.
En el siglo XVI se suponía que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas catástrofes. ¿Por
qué, pues, no podía haberse producido una catástrofe de alcances cósmicos, cuyo resultado fuese la
aparición de la totalidad del Sistema? Una teoría que gozó del favor popular fue la propuesta por el
naturalista francés Georges-Louis Leclerc de Buffon, quien afirmaba, en 1745, que el Sistema Solar
había sido creado a partir de los restos de una colisión entre el Sol y un cometa.
Naturalmente, Buffon implicaba la colisión entre el Sol y otro cuerpo de masa comparable. Llamó a
ese otro cuerpo cometa, por falta de otro nombre. Sabemos ahora que los cometas son cuerpos
diminutos rodeados por insustanciales vestigios de gas y polvo, pero el principio de Buffon continúa,
siempre y cuando denominemos al cuerpo en colisión con algún otro nombre y, en los últimos
tiempos, los astrónomos han vuelto a esta noción.
Sin embargo, para algunos parece más natural, y menos fortuito, imaginar un proceso más
largamente trazado y no catastrófico que diera ocasión al nacimiento del Sistema Solar. Esto
encajaría de alguna forma con la majestuosa descripción que Newton había bosquejado de la ley
natural que gobierna los movimientos de los mundos del Universo. El propio Newton había sugerido
que el Sistema Solar podía haberse formado a partir de una tenue nube de gas y polvo, que se
hubiera condensado lentamente bajo la atracción gravitatoria. A medida que las partículas se
aproximaban, el campo gravitatorio se habría hecho más intenso, la condensación se habría
acelerado hasta que, al fin, la masa total se habría colapsado, para dar origen a un cuerpo denso (el
Sol), incandescente a causa de la energía de la contracción.
En esencia, ésta es la base de las teorías hoy más populares respecto al origen del Sistema Solar.
Pero había que resolver buen número de espinosos problemas, para contestar algunas preguntas
clave. Por ejemplo: ¿Cómo un gas altamente disperso podía ser forzado a unirse, por una fuerza
gravitatoria muy débil?
Formación del Sistema Solar
Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos creen que puede situarse hace unos
4.650 millones de años. Según la teoría de Laplace, una inmensa nube de gas y polvo se contrajo a
causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran velocidad, probablemente, debido a la
explosión de una supernova cercana.

MODELOS DE UNIVERSO
EVOLUCIÓN DE LOS MODELOS DEL UNIVERSO.
1. Sistema geocéntrico.
1.1. Cosmología aristotélica.
Los primeros filósofos que especularon sobre la estructura del universo fueron los griegos, entre los
cuales destaca la cosmología aristotélica. El sistema que planteaba era el geocéntrico, es decir, con la
tierra con la tierra en el centro y los demás cuerpos celestes girando a su alrededor (aunque cabe
resaltar que más en la antigüedad esto ya era tenido en cuento, como por ejemplo los pueblos
mesopotámicos. Los cuáles se mueven en un movimiento circular uniforme, que corresponde al éter:
la sustancia de la cuál proceden todas las sustancias que forman el universo, hay un único elemento;
sin embargo los elementos que forma la tierra son cuatro la tierra, el fuego, el agua y el aire, así pues
en la tierra hay un movimiento considerado por los griegos de gran imperfecto, el rectilíneo acelerado.
1.2. Cosmología de Ptolomeo
Planteó un modelo del Universo muy semejante al de Aristóteles. En el modelo, la Tierra permanece
en el centro mientras los planetas, la Luna y el Sol describen complicadas órbitas alrededor de ella. A
Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista matemático, y no tanto que
describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque posteriormente se demostró su
incorrección, pero pese a esto fue admitido durante catorce siglos hasta que fueron aceptadas las
teorías de Copérnico.
2. Sistema heliocéntrico.
2.1. Aristarco de Samos.
Fue el primer filósofo que considero un sistema heliocéntrico en el que la tierra giraba alrededor del
sol, esta teoría no tuvo mucho éxito pese a su mayor acercamiento hacia la certeza pues el sistema
geocéntrico se hallaba completamente arraigado en la sociedad de la época.
2.2. Copérnico.
Propuso un modelo heliocéntrico es decir, que sitúa al sol en centro del universo. Copérnico
intercambio la posición del sol y de la tierra del modelo aristotélico para explicar el movimiento
planetario, así considera que la tierra y los demás planetas (excepto la luna que gira alrededor de la
tierra), se trasladan en órbitas circulares del sol. La tierra además gira sobre sí misma, mientras que el
sol permanece inmóvil.
Este modelo no se adaptaba satisfactoriamente si no se introducían epiciclos, con lo que resultaba
casi tan complicado como el modelo ptolemaico. No obstante explicaba de forma más sencilla las
irregularidades de los planteas (movimiento retrógrado, cambios de brillo, etc.).
2.3. Tycho Brahe
Propuso un modelo geoheliocéntrico, según el cuál la Tierra está en el centro del universo pero todos
los demás planetas (excepto la luna) giran alrededor del sol, y este alrededor de la tierra.
2.4. Galileo Galilei
Construyo un telescopio hacia el año 1610 y enfoco con este el firmamento. Fue el primero en darse
cuenta de la verdadera magnitud del universo; así pues descubrió estrellas nunca vistas hasta
entonces, los cuatros satélites de Júpiter y constató que giran alrededor de dicho planeta y por tanto
la tierra no es el centro de todos los movimientos de los cuerpos celestes; descubrios los cráteres de
la luna y las manchas solares, lo que ponía en duda que los astros estuvieran compuestos por un éter
inmutable distinto de los elementos terrestres. Además descubrió las fases de Venus.
Para sus explicaciones, casi a costa de su vida, adoptó el modelo heliocéntrico de Copérnico, pero
siguió suponiendo órbitas circulares para los planetas.
2.5. Johannes Kepler.
Colaboró con el astrónomo Tycho Brahe durante los últimos años de vida de este último. Tycho Brahe
le legó un completísimo catálogo estelar con anotaciones de los movimientos de los planetas, sobre
todo de Marte. A partir de estos datos y de sus propias teorías Kepler se percató de que las teorías de
Brahe no encajaban con una supuesta órbita circular, aunque si con un modelo heliocéntrico. Así
pues, Koper llegó a la conclusión de que los planetas giran entorno al sol describiendo órbitas
elípticas en vez de circulares y el sol se sitúa en uno de focos de la elipse. Enunció entonces las leyes
sobre el movimiento de los planetas:
ð Todos los planetas describen órbitas elípticas con el Sol situado en uno de los focos.
ð La recta que une un planeta con el sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
ð El cuadrado del período del movimiento de un planeta es directamente proporcional al cubo de la
distancia media del planeta al sol.
Estas leyes son válidas para los movimientos de los planteas alrededor del sol y para los movimientos
de los Satélites alrededor de un planeta.
2.6. Giordano Bruno.
Una vez conocido el modelo heliocéntrico y la enorme distancia entre la tierra y las estrellas de la que
hablaban por vez primera los astrónomos de la época. Bruno llegó a la conclusión de que las
distancias cosmológicas son infinitas. Así, el universo es infinito, y el sistema solar es uno más de
otros sistemas parecidos o mayores, cuyo número es ilimitado, según esto nuestro sol no ocupa un
lugar privilegiado en el universo, pues un universo infinito carece de centro.
2.7. Isaac Newton
Definió las leyes de tipo matemático iniciadas por Galileo. Sus estudios y disciplinas abarcaron un
gran número de disciplinas.
Newton aplicó las leyes de la dinámica al estudio de los fenómenos naturales para elaborar su
explicación de la realidad. Supuso que el hecho de que la luna gire alrededor de la tierra en lugar de
salir despedida en línea recta se debe a la presencia de una fuerza que la empuja hacia la tierra y la
hace describir una circunferencia. Llamó a esta fuerza gravedad y supuso que actuaba a distancia,
pues no hay nada que conecte físicamente la tierra y la luna. Newton demostró que hace caer un
objeto sobre la tierra mantiene a la luna en su órbita.
A partir de las leyes de Kepler, dedujo la ley de gravitación universal: todo par de partículas se atraen
con una fuerza inversamente proporcional al cuadrado de su distancia y directamente proporcional al
producto de sus masas.
EVOLUCIÓN DE LOS MODELOS DEL UNIVERSO

LAS ESCALAS Y MAGNITUDES
Todos los objetos que observamos en el cielo brillan con distintas intensidades, debido a las
diferentes distancias que nos separan de ellos y de sus distintos brillos intrínsecos. La magnitud
aparente (m) de un cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente; es decir, la cantidad de luz
que se recibe del objeto.
Hace más de 2100 años, en la Grecia del siglo II a.C., el astrónomo Hiparco de Nicea fue el primero
en compilar un catálogo de alrededor de mil estrellas visibles a simple vista, a las cuales organizó
según su brillo en seis categorías a las que llamó magnitudes. Para Hiparco, las veinte estrellas más
brillantes del firmamento eran de primera magnitud, mientras las que estaban en el límite de la
visibilidad a ojo desnudo eran de sexta magnitud, ubicándose entre ambos extremos las demás. Este
sistema sigue siendo utilizado en la actualidad, aunque con ciertas modificaciones.
La invención del telescopio por parte de Galileo Galilei forzó el primer cambio de importancia:
mediante su instrumento, el italiano descubrió que existían estrellas más tenues que las de sexta
magnitud. En su tratado "Sidereus Nuncius" de 1610, Galileo comentaba: "En verdad, es posible
detectar con el lente estrellas que se encuentran por debajo de la sexta magnitud, así como cúmulos
de otras magnitudes que escapan a la vista natural… las más brillantes de estas estrellas pueden
designarse como de séptima magnitud". De esa forma, la escala de magnitudes se extendía más allá
de los límites del ojo humano, a medida que la sensibilidad de los instrumentos astronómicos iba
aumentando gracias al progreso de la tecnología.
A mediados del siglo XIX, comenzó a notarse la necesidad de definir una escala de magnitud más
precisa. Fue el astrónomo inglés William Herschel quien primero advirtió que, por término medio, la
intensidad luminosa de una estrella de primera magnitud es cien veces superior a la de una estrella de
sexta magnitud; o sea que para igualar el brillo aparente de una estrella de primera magnitud, es
necesario sumar el brillo de cien estrellas de sexta magnitud.
Teniendo esto en cuenta, en 1856 el astrónomo Norman Robert Pogson propuso que la relación
entre la intensidad luminosa de una magnitud y la siguiente en la escala debía permanecer constante,
indicando que una diferencia de cinco magnitudes sería exactamente definida como una relación de
brillo de 100 a 1. Esta conveniente regla fue rápidamente adoptada, ya que un orden de magnitud
corresponde a una diferencia de brillo equivalente a la quinta raíz de 100, o sea, 2,511886 (valor
conocido como la relación de Pogson).
La escala resultante es logarítmica, de acuerdo a la creencia imperante en 1850 de que las
sensaciones humanas aumentan en progresión logarítmica al crecer en progresión geométrica los
estímulos físicos que las originan. Basándose en los mismos principios, la escala de decibeles para
medir la intensidad de los sonidos también fue determinada en esa época en forma logarítmica.
En general, para una diferencia de magnitudes m2 - m1, tendremos:
I1 / I2 = k (m2 - m1)
Siendo I1 y m1 el brillo y la magnitud de la estrella más brillante, e I2 y m2 el brillo y la magnitud de
otra de brillo inferior. Entonces:
I1 / I2 = 2,511886 (m2 - m1)
Como es de suponer, la relación entre magnitudes se mantiene constante, sean cual sean las
unidades en que se mida la misma. Esto nos permite elegir las que nos parezcan más convenientes.
No obstante, y para mayor comodidad de cálculo, vamos a mejorar esa ecuación aplicando logaritmos
en ambos miembros:
Log(I1 / I2) = (m2 - m1) · log 2,511886; pero log 2,511886 = 0,4
Log I1 - log I2 = 0,4 · (m2 - m1)
Esta última expresión, precisamente, constituye la Ley de Pogson, que dice que la diferencia de
magnitud entre dos estrellas es proporcional a la diferencia entre los logaritmos de sus brillos.
Sin embargo, sabemos en la actualidad que nuestra percepción de las sensaciones aumenta de forma
exponencial y no de forma logarítmica. Por lo tanto, una estrella de magnitud 3.0 no está exactamente
a mitad de camino entre una de magnitud 2.0 y otra de magnitud 4.0, sino que su brillo resulta algo
inferior; según la escala de Pogson, la estrella que posee un brillo intermedio entre ambas tiene en
realidad la magnitud 2.8. Cuanto mayor sea la diferencia, mayor será la discrepancia con la verdadera
magnitud aparente.
Pero ese no es el mayor problema de esta escala. Algunas estrellas de primera magnitud son mucho
más brillantes que otras, por lo cual los astrónomos no tuvieron otra opción que extender la escala
hacia los números negativos. De esta forma, estrellas como Rigel, Capella, Arcturus y Vega poseen
magnitud 0. Sirius, la estrella más brillante del firmamento en nuestro planeta, tiene una magnitud
aparente de -1.44 a -1.46; la Luna tiene una magnitud de -12.6, y el Sol tiene una magnitud de -26.7.
Por otro lado, en la actualidad el Telescopio Espacial Hubble y los telescopios Keck I y II, en Hawaii,
poseen detectores fotoeléctricos extremadamente sensibles, capaces de resolver estrellas con
magnitudes superiores a +30.
Hacia fines del siglo XIX, la fotografía comenzó a ser ampliamente utilizada por los astrónomos para
obtener imágenes del firmamento y medir el brillo de las estrellas. Esto permitió descubrir que algunas
estrellas, que mostraban el mismo brillo al ojo desnudo, mostraban diferentes brillos al ser
fotografiadas y viceversa. Comparadas con el ojo humano, las emulsiones fotográficas resultaban
más sensibles a la luz azul y menos sensibles a la luz roja; para resolverlo se crearon dos escalas
separadas: la de magnitud visual (mv), relativa al ojo humano, y la de magnitud fotográfica (mp),
referida a la emulsión fotográfica en blanco y negro sensible al azul.
Paradójicamente, esa complicación resultó de utilidad, dado que la diferencia entre la magnitud visual
y la magnitud fotográfica de una estrella es un conveniente indicador del color de la misma. El valor
del "índice de color", tal como se lo denominó, resultaba positivo en el caso de estrellas amarillas,
naranjas y rojas, y negativo para las estrellas azuladas. Pero las emulsiones fotográficas diferentes, al
igual que los ojos de distintas personas, tienen respuestas espectrales diferentes, por lo cual se hizo
necesaria una escala de magnitud que funcionara para múltiples longitudes de onda.
En la actualidad, las magnitudes de los objetos astronómicos son determinadas con precisión
mediante un fotómetro fotoeléctrico que analiza su luz a través de filtros de color estandarizados.
Varios sistemas de fotometría han sido desarrollados para ese fin; el más familiar es el llamado UBV,
debido a los colores de los tres filtros más comúnmente utilizados: U abarca las longitudes de onda
cercanas al ultravioleta, B las del azul (blue) y V corresponde aproximadamente a la magnitud visual
aparente. El índice de color es definido como la magnitud B menos la magnitud V. Una estrella blanca
tiene un índice B-V de alrededor de 0,2, nuestro Sol un 0,63, la gigante roja Betelgeuse un 1,85, y una
estrella azul típica un -0,4.
El sistema UBV resultó exitoso y fue extendido hacia el extremo rojo del espectro electromagnético,
con filtros R e I para definir las magnitudes de las longitudes de onda rojas y las cercanas al infrarrojo;
por ello, en ocasiones es denominado UBVRI. Los astrónomos dedicados al infrarrojo lo han
extendido en orden alfabético a partir de la I hacia longitudes de onda aún más largas, definiendo las
bandas J, K, L, M, N y Q, que fueron seleccionadas para coincidir con las longitudes de onda de
determinadas "ventanas" en la atmósfera terrestre, en las cuales el vapor de agua no absorbe la
radiación infrarroja proveniente de las estrellas.
En todas las longitudes de onda, la estrella Vega (Alfa Lyrae) ha sido elegida arbitrariamente para
definir la magnitud 0.0. Debido a que Vega es menos brillante en las longitudes de onda infrarrojas
que en las de la luz visible, las magnitudes de onda infrarrojas resultan, por definición, "más brillantes"
que su contraparte en luz visible.
Hasta el momento, sólo hemos tenido en cuenta el brillo de una estrella observada desde la Tierra; sin
embargo, una estrella puede aparentar ser muy brillante debido a su proximidad, y otra parecer muy
débil por su gran lejanía, siendo sin embargo mucho más luminosa que la primera. Así pues, una
comparación en estos términos sería errónea, y para solucionarlo se ha introducido el concepto de
magnitud absoluta (M), que indica la magnitud aparente que tendría un astro al ser observado a una
distancia de 10 pársecs (alredededor de 32,616 años luz, o 3x1014 KILOMETROS)

SISTEMA SOLAR
Nuestro lugar en el universo es un pequeño planeta que gira alrededor de una estrella mediana,
ubicada en el brazo de una enorme galaxia, una más de las incontables que se encuentran dispersas
en el universo. Desde nuestro mundo natal (el único lugar donde podemos asegurar que existe vida),
miramos el espacio y contemplamos las maravillas del cosmos. Cerca de la Tierra se encuentran los
planetas y demás cuerpos del sistema solar, orbitando nuestro fecundo y familiar Sol; mucho más
lejos se distinguen las otras estrellas de nuestra galaxia, algunas brillantes y calientes, otras diminutas
y pálidas. Podemos observar nubes de gases de donde surgen las estrellas y percibir extraños
fenómenos que indican el enigmático vacío que han dejado las estrellas muertas en violentos
cataclismos; también vemos lagunas lácteas que señalan la posición de otras galaxias y, forzando
hasta sus límites los instrumentos astronómicos, los científicos investigan los misterios
fundamentales: cómo pudo haberse iniciado el universo y cuál podría ser su fin.
EL SISTEMA SOLAR.
¿Qué es?
El Sistema Solar es un sistema planetario, que tiene por centro de atracción a la estrella llamada Sol,
y del que forman parte:
-9 planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.
-32 satélites: Giran en torno a los planetas. 1 corresponde a la Tierra, 2 a Marte y a Neptuno, 5 a
Urano y 12 a Júpiter.Existen los satélites regulares, que giran en órbitas casi circulares y de Oeste a
Este en torno a su planeta. También existen los irregulares,, que describen órbitas elípticas y de
Oeste a Este.
-1.600 asteroides: Estos catalogados y algunos más que giran entre Marte y Júpiter.
-55 cometas periódicos: De los que se ha observado, al menos, un regreso.
Cerca de medio centenar de cometas no periódicos: De los que sólo se conoce una aparición.
Esta es una representación de los planetas del Sistema Solar y del Sol.
Se distinguen dos tipos de planetas:
-Los interiores: Los más cercanos al Sol. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Son más pequeños
y densos. Tienen pocos o ningún satélite.
-Los exteriores: Los planetas más alejados del Sol. Son Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son poco
densos y grandes. Al contrario que los otros, tienen un gran número de satélites.
Plutón, por su lejanía del Sol, debería ser exterior, pero sus características se parecen más a las de
un planeta interior.
Casi todos los planetas (menos Mercurio) tienen atmósfera, debido a las fuerzas gravitatorias.
Mercurio está demasiado cerca del Sol, lo que le hace alcanzar unas temperaturas que le impiden
crear atmósfera.
La Tierra
Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la exosfera, un espacio que rodea al Sol y que
tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la
atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de
noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de su superficie están cubiertas de agua. Los mares y océanos también
ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o
nieve, formando ríos y lagos.
En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los rasquetees polares. El del
sur es más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de
materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.
La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más
pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo
interno es sólido.
Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos.
Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.
El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la
atmósfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.
DATOS SOBRE LA TIERRA ORDEN
Tamaño: radio ecuatorial
6.378 Km
5º
Distancia media al Sol
149.600.000 Km
3º.
Día: periodo de rotación sobre el eje
23,93 horas
5º.
Año: órbita alrededor del Sol
365,256 días
3º.
Temperatura media superficial
15 º C
7º.
Gravedad superficial en el ecuador
9,78 m/s2
5º.

NUESTRO SATÉLITE LA LUNA
La luna es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver
en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos.
La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra
y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 días, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre
la misma cara.
No tiene atmósfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el
impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada.
El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando
parte de la misión Apolo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 Kg de muestras que los
científicos analizan.
Características de la Luna
La Luna describe su órbita alrededor de la Tierra a una distancia media de 384.403 Km. y a una
velocidad media de 3.700 km/h. Aunque aparece brillante a simple vista, sólo refleja en el espacio
alrededor del 7% de la luz que recibe del Sol. Este poder de reflexión, o albedo, es similar al del polvo
de carbón.
Los observadores antiguos creían que las regiones oscuras de su superficie eran océanos, dándole el
nombre latino de "mare", que todavía usamos. Las regiones más brillantes se consideraban
continentes.
Desde el renacimiento, los telescopios han revelado numerosos detalles de la superficie lunar, y las
naves espaciales han contribuido todavía más a este conocimiento. Hoy sabemos que la Luna tiene
cráteres, cadenas de montañas, llanuras o mares, fracturas, cimas, fisuras lunares y radios.
El mayor cráter es el llamado Bailly, de 295 km de diámetro y 3.960 m de profundidad. El mar más
grande es el Mare Imbrium (mar de las Lluvias), de 1.200 km de diámetro. Las montañas más altas,
en las cordilleras Leibniz y Doerfel, cerca del polo sur, tienen cimas de hasta 6.100 m de altura,
comparables a la cordillera del Himalaya.
El origen de los cráteres lunares se ha debatido durante mucho tiempo. Los estudios muestran que la
mayor parte se formaron por impactos de meteoritos que viajaban a gran velocidad o de pequeños
asteroides, sobre todo durante la era primaria de la historia lunar, cuando el Sistema Solar contenía
todavía muchos de estos fragmentos. Sin embargo, algunos cráteres, fisuras lunares y cimas
presentan características que son indiscutiblemente de origen volcánico.
La Luna, fases y eclipses
El movimiento de la Luna en su órbita alrededor de la Tierra hace que el Sol la ilumine de distinta
forma, según la posición. En algunas ocasiones, el Sol, la Tierra y la Luna se encuentran alineados.
Las fases de la luna determinaron, desde la antigüedad, la medida del tiempo, mientras que los
eclipses se tomaron como acontecimientos espectaculares y trascendentes.
Las fases de la Luna
Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que
se repiten en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la
vemos es la luna nueva. Entre estas dos fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto, creciente o
menguante.
Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que
dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.
Eclipse de Sol, eclipse de Luna
A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitúan formando una línea recta. Entonces se producen
sombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revés. Son los eclipses.
Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar.
Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar.
Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunas veces la
Luna se pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma
anular, de anillo.

OTROS COMPONENTES DEL SISTEMA SOLAR APARTE DE LOS PLANETAS
El Universo, aun a pesar de parecer prácticamente vacío, está compuesto por multitud de sistemas,
conjuntos, etc... Existe una tenue nube material de gases y polvo entre las estrellas, por lo general
invisible, pero que en la cercanía de los astros brilla por fluorescencia, dando lugar a las nebulosas
regulares. Los astros forman las constelaciones. Los astros y las nebulosas pertenecen a las
galaxias. Existen muchos millones de sistemas estelares, que reciben el nombre de universos islas
o espirales. Las galaxias se unen en hipergalaxias. Y existe la radiación cósmica, de naturaleza aún
incierta, pero que se sabe que no tiene su origen ni en el Sol ni en las estrellas y que parece venir de
todas las regiones del espacio.
A continuación desarrollo algunos de los componentes que acabo de nombrar.
1.1a: LAS ESTRELLAS.
· ¿Qué son?
Las estrellas son cada uno de los numerosos cuerpos celestes esencialmente análogos al Sol, que
es uno de ellos, dotados de luz propia y aparentemente inmóviles, unos respecto de otros, en el
firmamento. Debido a esto, los antiguos distinguieron bien las estrellas fijas o soles, de las estrellas
errantes o planetas. Para localizarlas mejor, el hombre las ha agrupado en constelaciones.
· Dimensiones.
Las estrellas tienen unas dimensiones tan reducidas respecto a las enormes distancias que las
separan, que a pesar del volumen de sus masas, la primera impresión que se tiene del Universo es la
de estar vacío. La distancia entre ellas se tiene que medir en años luz y en pársec.
· Movimiento.
Las estrellas no están en reposo; la observación ha demostrado que sus posiciones aparentes
varían, las velocidades estelares medidas espectroscópicamente por el principio de Doppler-Fizeau
son casi siempre enormes, y la estrella más rápida es la Flecha de Barnard, que tiene un
desplazamiento aparente de más de 10 segundos por año. El conocimiento de sus distancias ha
permitido traducir esas variaciones insignificantes en velocidades.
Respecto al tipo de movimiento de las estrellas, tienen movimiento de rotación, alrededor de sí
mismas, y de traslación, en torno al centro de la Galaxia.
· Brillan y emiten calor.
En una estrella, lo que provoca la emisión de luz y calor son las reacciones nucleares de fusión, que
consisten en la unión de varios núcleos atómicos para formar un nuevo núcleo. Para esto se
necesitan temperaturas muy elevadas, y en el caso de las estrellas, esta reacción se produce entre
los isótopos del hidrógeno.
Con arreglo a su brillo, se clasifican en magnitudes, obteniendo las más brillantes los números más
bajos. El ojo humano puede distinguir hasta de sexta magnitud, y con ayuda de aparatos se pueden
llegar a distinguir hasta las de vigésima primera magnitud. La estrella más luminosa es la Dorada, y la
menos luminosa es Wolf, 359, 40.000 veces menos que el Sol.
Al igual que la temperatura de un cuerpo incandescente, la de las estrellas puede deducirse de su
color. Más preciso es el espectro luminoso. La actual clasificación de las clases espectrales es la de
Harvard
· Masa y densidad.
Las masas estelares no presentan las grandes discrepancias que ofrecen las luminosidades y los
tamaños. La estrella Kuiper 60, por ejemplo, llega a alcanzar una densidad de 36.000.000. Tan
tremendas densidades sólo son posibles porque las elevadas temperaturas que reinan en estas
estrellas enanas han destruido las cortezas electrónicas de los átomos y han dejado libres sus
núcleos y electrones, que así han podido aproximarse mucho más que en la materia terrestre.
· ¿Cómo son y de qué están hechas?
Una estrella es una masa gaseosa en la que actúan dos fuerzas, una atractiva, la gravitación, y otra
expansiva, la presión de radiación, y ambas limitan la masa de la estrella. Para que la masa estelar
no se desplome es preciso que en el centro de la estrella reinen temperaturas enormes, de millones
de grados, que produzcan una presión capaz de contrarrestar el peso de las capas exteriores. Es
obvio decir que en el centro de las estrellas han de existir presiones enormes.
Las estrellas, tan distintas a los planetas, están integradas por los mismos elementos simples que
hay en la Tierra y obedecen a las mismas leyes que nuestro planeta. El análisis espectral muestra que
la composición química del Universo es uniforme. El elemento más abundante es el hidrógeno, que
forma el 55% del total de su masa, seguido de un 44% de helio y el 1% restante corresponde a los
demás elementos, distribuidos casi en las mismas proporciones que en la Tierra.
· ¿Cómo es su vida?
Las estrellas se forman, emiten energía durante millones de años y finalmente se extinguen. Se
cree que las estrellas se forman continuamente por concentración del gas y del polvo interestelar, y
que comienzan a hacerse luminosas cuando la temperatura debida a la concentración ha alcanzado
un valor suficiente. Mientras contienen abundancia de hidrógeno que convertir en helio, permanecen
en la serie principal. A medida que el combustible termonuclear disminuye en el centro, las reacciones
alcanzan los niveles más externos y la estrella aumenta de tamaño hasta convertirse en un gigante
rojo. A partir de este momento su volumen se reduce, pierde masa y acaba por convertirse en una
enana blanca, que continúa brillando, principalmente por la energía liberada en la contracción
gravitatoria, hasta que esa producción cesa, y la estrella se extingue. Algunas, sin embargo, sufren
explosiones cataclísmicas que las rejuvenecen por algún tiempo.
· El Sol, nuestra estrella.
-- El Sol se formó hace 5.000 millones de años.
--Ahora mismo está en la mitad de su vida.
-- Está a casi 150 millones de kilómetros de la Tierra.
--Tarda 25 días en realizar una rotación completa y 220 millones de años en completar su traslación
alrededor de la galaxia.
--Es del tipo G, tiene color amarillo y una temperatura superficial alrededor de 6.000°C. Su diámetro
es de 1.393.000 Km.
--Al final de su vida se convertirá en una enana blanca.
LAS GALAXIAS.
· ¿Qué son?
Las galaxias son formaciones de estrellas, que se suelen juntar formando agregados, gas y polvo
análogas a la Vía Láctea, también conocidas por nebulosas, espirales y universos islas.
· Movimiento
Las galaxias están dotadas de un movimiento de rotación en torno a su eje, sin girar en bloque como
lo haría un sólido.
· ¿Cuántas hay?
El número de galaxias conocido es enorme: el observatorio de Harvard ha catalogado 1.249 hasta la
magnitud 13, y el número de las registradas en las placas del Observatorio del Monte Wilson es del
orden del millón. Todas distribuidas regularmente por todo el Universo.
· ¿Son muy grandes?
El diámetro de una galaxia variaría entre los 1.500 y los 300.000 años luz y contienen un número de
estrellas del orden de 1011.
· ¿Son todas iguales?
Según su forma se dividen en tres clases:
--Irregulares: Este tipo de galaxia presenta una forma desordenada ya que los agregados están
revueltos y rodeados por abundantes nebulosas. Lo son un 3% de las galaxias.
--Elípticas: Presentan forma de elipse, ya que los agregados se colocan de dicha forma. Tienen
núcleo, pero no brazos y contienen pocas nebulosas. No encierran nubes de polvo ni estrellas azules
gigantes O y B, pero sí gigantes rojas, lo que indica que deben tener una antigüedad de más de 1.000
millones de años. Constituyen un 17% de las galaxias.
--Espirales: Parte de los agregados se concentran en el centro formando el núcleo de la galaxia, el
resto forman prolongaciones del núcleo llamadas brazos. En estos son abundantes las estrellas
azules y blancas, de lo que se deduce que éstas galaxias son más recientes e incluso algunas están
en formación. Las hay atravesadas centralmente por una barra luminosa. Estas forman el 80%.
· La masa.
La masa de las galaxias varía entre 109 y 3·1011 veces la del Sol, unos 2·1030 kg. por término
medio.
· Luminosidad.
Su luminosidad viene a ser 5·109 veces mayor que la solar; y algunas, como Andrómeda, son
similares a la Vía Láctea, mientras que otras son hasta 100.000 veces menos luminosas.
· Características de algunas galaxias conocidas
Las dos Nubes de Magallanes son las únicas galaxias distinguibles a simple vista . Son verdaderos
satélites de la Vía Láctea, y la de Andrómeda, está a 750.000 años luz de nosotros. La más lejana
hasta hoy conocida parece estar a 6.000 millones de años luz.
. LAS CONSTELACIONES.
¿Qué son?
Las constelaciones son conjuntos de estrellas identificables a simple vista por su configuración y cuyo
nombre alude con más o menos exactitud a esta última.
¿Quién las llamó así?
El hombre formó las constelaciones para poder localizar mejor las estrellas. Modernamente, los
astrónomos han dividido el firmamento en 88 parcelas. Las del cielo boreal, las zodiacales y las
australes que se divisan desde los países mediterráneos son conocidas desde la antigüedad, y llevan
nombres de la mitología grecolatina. Las de las altas latitudes fueron bautizadas al iniciarse la era de
los descubrimientos, y hay menos unidad en sus denominaciones. Además del nombre vulgar, cada
constelación lleva un nombre científico internacional en latín. Entre ellas se distinguen las 28
siguientes: Andrómeda, Águila, Aries, Auriga, Casiopea, Corona boreal, Cuervo, Cisne, Delfín,
Dragón, Escorpión, Gemelos, Hércules, León, Libra, Lira, Ofiuco, Orión, Osa Mayor, Osa Menor,
Pegaso, Perseo, Saeta, Sagitario, Serpiente, Toro, Triángulo, Virgo.

ECLIPSES
Uno de los fenómenos astronómicos más espectaculares son los eclipses, esto es, el oscurecimiento
del Sol o la Luna durante un corto intervalo de tiempo. En particular son especialmente interesantes
los eclipses de Sol, ya que a pleno día el Sol desaparece y se hace la noche. Una condición
indispensable para que tenga lugar un eclipse de Sol es que este astro, junto con la Luna y la Tierra
(en ese orden), se encuentren ubicados en una misma línea del espacio; en esas condiciones la
sombra de la Luna se proyectará sobre una limitada región de la superficie terrestre centrada en esa
línea.
Todos los habitantes que se encuentran en esa zona de la Tierra, sumergidos dentro del cono de
sombra lunar, verán al Sol ocultarse detrás de la Luna durante algunos minutos (el tiempo que dura el
pasaje de la Luna frente al disco solar).
Los eclipses solares pueden ser totales (se oscurece completamente el disco del Sol), parciales (se
oculta una porción del disco) y anulares (el disco de la Luna queda contenido dentro del disco solar y
se ve un anillo brillante).
Durante un eclipse solar total, por lo tanto, se verá en pleno día un cielo típicamente nocturno, en el
cual brillarán algunas estrellas; se oscurecerá el disco solar y sólo la débil atmósfera del Sol será
apreciable. El cielo terrestre durante un eclipse total de Sol es tan oscuro como el de una noche de
Luna Llena.
El fenómeno de los eclipses solares se produce, como dijimos, en ciertas y precisas condiciones, ya
que el plano de la órbita de la Luna no es coincidente con la eclíptica; si así fuese, los eclipses serían
un fenómeno mucho más frecuente. Dinámicamente, sólo dos veces por año se da la configuración en
la que los tres astros se encuentran sobre una misma recta; sólo entonces serán posibles los eclipses
de Sol.
No tan espectaculares como los de Sol, aunque bastante llamativos, son los eclipses de Luna.
Cuando el Sol, la Tierra y la Luna (ahora en este orden), se ubican sobre una misma línea del
espacio, sucede que la sombra de la Tierra cubre la superficie de la Luna, que en la ocasión se
encontrará necesariamente en su fase de Luna Llena. Entonces vemos el oscurecimiento del disco
lunar. Estos eclipses serán visibles para todos los habitantes de la Tierra que, en ese momento,
tengan la Luna por encima de sus respectivos horizontes. La máxima duración de un eclipse lunar es
de 104 minutos. El oscurecimiento de la Luna durante el eclipse total (cuando la Luna se encuentra
por completo dentro del cono de sombra de la Tierra) no siempre es igual; en algunos eclipses es muy
pronunciado y en otros no tanto.
Esta curiosa situación depende de las condiciones reinantes en la alta atmósfera terrestre, la cual
será atravesada por los rayos solares rasantes que delimitan la sombra de la Tierra; si hay mucho
polvo en la atmósfera, por ejemplo por erupciones volcánicas recientes o nubes muy densas, el
eclipse resultará más oscuro. Un dato a tener en cuenta es que un eclipse de Luna coincide siempre
con la fase de Luna Llena y se lo observará sólo de noche; en cambio un eclipse de Sol corresponde
a la Luna Nueva, y por consiguiente lo veremos en pleno día.

INVESTIGACIÓN ESPACIAL
Los objetivos se pueden dividir en cuatro apartados en razón de su campo específico de actuación.
Los tres primeros se han denominado de acuerdo con la nomenclatura utilizada en la Agencia
Europea del Espacio (ESA).
o
Programa Científico (astrofísica y exploración planetaria desde plataformas
espaciales).
La finalidad de este objetivo es promover la participación y colaboración de los grupos españoles con
el tamaño y calificación apropiados en los consorcios científicos que se generen al amparo del
Programa Científico de la ESA, participando en el desarrollo de instrumentos científicos embarcados,
o de partes de los mismos, en consonancia con la misión espacial a realizar.
Aunque sean de aplicación todos los modos de actuación y financiación, la fase de construcción del
instrumento científico debe realizarse como Proyecto Integrado.
o
Programa de Micro gravedad.
Con este objetivo se pretende potenciar la actividad de los grupos españoles que propongan
proyectos de investigación que precisen de la realización de experimentos en condiciones de micro
gravedad en el entorno de oportunidades que ofrece el Programa de Micro gravedad de la ESA,
aplicable principalmente a las áreas de física, biología y química.
Las actuaciones en este objetivo se realizarán fundamentalmente como Proyectos de I+D.
o
Otros Programas de la ESA.
Con este tercer objetivo se desea facilitar la implicación de los grupos españoles en el resto de los
Programas de la ESA, en términos y condiciones semejantes a los estipulados en los puntos
anteriores.
Las actuaciones en este objetivo se podrán realizar con cualquiera de los instrumentos, dependiendo
de la naturaleza de la actuación

Desarrollo de sistemas y subsistemas espaciales completos.
El propósito de este objetivo es la dinamización del sector espacial español, promoviendo las
actividades de colaboración entre todos los agentes implicados, para lo cual se han identificado al
menos las áreas de interés siguientes:
o
Subsistemas aplicables a satélites de comunicaciones como el HISPASAT de segunda
generación.
o
Medianos y pequeños satélites.
o
Subsistemas aplicables a satélites de comunicaciones de la ESA.
Aunque sean de aplicación todos los modos de actuación y financiación, la fase de construcción debe
realizarse como Proyecto Integrado.

Estación universal (ISS)
Participación rusa
En Diciembre de 1993, EE.UU. y sus socios internacionales invitaron formalmente a Rusia a participar
en el rediseño de la estación espacial. Rusia aceptó esta invitación, y la nueva estación espacial se
convertía en La Estación Espacial Internacional. Como resultado de la participación rusa en la ISS, se
permitía el acceso de astronautas americanos a la estación rusa MIR y se proporcionaba
hardware y apoyo logístico a la ISS.
Los experimentos a bordo de la MIR monitorizarán las tasas de transferencia de ficheros hacia las
estaciones terrenas en varios puntos dentro de la estación espacial. Las redes de transmisión
estudiadas usan ondas de radio para pasar información entre dispositivos no conectados. Estos
experimentos comprobarán estas redes diseñadas para el uso en la ISS. También se medirá el
cinturón de rayos cósmicos atrapado en el campo magnético de la Tierra. Estos rayos cósmicos
anómalos tienen suficiente energía como para suponer un riesgo potencial a algunos sistemas
electrónicos débilmente protegidos. Además, suponen un peligro en las excursiones de los
astronautas fuera de la estación en algunas zonas de la órbita.
Los censores situados a lo largo de la nave de carga del Space Shuttle grabarán datos de la
respuesta estructural de los paneles solares de la MIR durante la fase de atraque de la misión. El
análisis en tierra verificará la capacidad de los censores para caracterizar la dinámica estructural de
los paneles. Experimentos adicionales sobre la estabilidad Shuttle-MIR usarán información de control
y guía para entender la dinámica de la configuración de atraque.
Otro aspecto importante la seguridad y coste reducido de los cohetes rusos. La nave rusa Soyuz es
un diseño probado y proporciona acceso tripulado a la ISS. El vehículo de carga Progress ya
había sido probado para atracar y reabastecer sus estaciones espaciales Salyut y MIR. Los vehículos
y facilidades rusas aumentarán el acceso de tripulación, su vuelta y operaciones de abastecimiento a
la ISS.
Las contribuciones actualmente planificadas por parte de Rusia son él modulo de servicio, él
modulo universal de atraque, una plataforma científica, compartimentos de atraque, modulo de
soporte vital, y módulos de investigación.
FGB (Modulo de control "Zarya")
Él modulo de control Zarya, también conocido por el término técnico Bloque de Carga Funcional y el
acrónimo ruso FGB, fue el primer componente lanzado para la ISS y proporciona la energía y
propulsión inicial de la estación. Él modulo presurizado pesa19,3 toneladas.
El Zarya, cuya traducción en español es Amanecer, es un componente subvencionado por EE.UU
aunque construido y lanzado por Rusia. Él modulo se construyó en el Centro de Producción e
Investigación Espacial Khrunichev (KhSC) en Moscú bajo una contrata de la Compañía Boeing para la
NASA. El FGB proporcionará control de la orientación, comunicaciones y energía eléctrica junto
al Nodo 1 en los primeros meses mientras la estación espere el lanzamiento del tercer componente,
el Modulo de Servicio ruso que servirá como primer centro neurálgico de la estación y como
alojamiento de la tripulación. El Modulo de Servicio ampliará o reemplazará muchas funciones del
Zarya. Después de la secuencia de ensamblaje de la estación, él modulo Zarya será usado
principalmente por su capacidad de almacenamiento y sus tanques de combustible externos.
Él modulo Zarya tiene 12,53 m de largo y un máximo de 4,1 m de ancho. Su tiempo de vida
operacional es de al menos 15 años. Sus paneles solares y seis baterías de níquel-cadmio pueden
proporcionar una energía eléctrica media de 3 Kilovatios. Usando el sistema ruso Kurs, el Zarya
realizará un enlace automático y acoplamiento remotamente pilotados con el Modulo de Servicio en
órbita. Sus puertos laterales de atraque acomodarán a la nave pilotada rusa Soyuz y la nave de
abastecimiento Progress. Cada uno de los dos paneles solares tiene 10,65 m de alto y 3,64 m de
ancho. Los 16 tanques de combustible del modulo pueden albergar más de 6 toneladas de
propelente. El sistema de control de la estabilización incluye 36 cohetes de conducción. Se dispone
de dos grandes motores para reabastecer a la nave y realizar mayores cambios orbitales.
Modulo de Servicio ("Zvezda")
El Modulo de Servicio, cuyo nombre ruso es Zvezda, será la primera contribución plenamente rusa a
la ISS y el primer habitáculo humano de la estación. Está planificado que sea el tercer componente
en alcanzar la órbita, acoplándose mediante control remoto con los ya en órbita modulo de control
Zarya y él modulo de conexión Nodo 1. Similar en composición al modulo central de la Estación
Espacial Rusa MIR, supondrá un primer alojamiento de la estación, sistema de soporte de la vida,
distribución de la energía eléctrica, sistema de procesado de datos, sistema de control de vuelo y
sistema de propulsión. También proporcionará un sistema de comunicación que incluye capacidad de
comandos remotos desde los controladores de vuelo terrestres.
Él modulo tendrá una envergadura de 29,64 m desde punta a punta de los paneles solares, y tendrá
43 pies de largo de cabo a cabo. Contiene 3 compartimentos presurizados: El Compartimiento de
Transferencia en proa, el Compartimiento de Trabajo principal; y la Cámara de Transferencia en popa.
Un Compartimiento sin presurizar envuelve el exterior de la Cámara de Transferencia en la popa del
modulo. El Compartimiento de Ensamblaje mantiene equipo externo como tanques de propelente,
impulsores y antenas de comunicación.
El Modulo de Servicio incluirá cuatro puertos de atraque, uno en la popa de la Cámara de
Transferencia y tres en la parte trasera del Compartimiento de Transferencia. El puerto de popa tiene
una sonda y un mecanismo de atraque para permitir los acoplamientos de la nave de abastecimiento
Progress y la nave pilotado Soyuz. También estará equipado con un sistema de enlace automático.
Los puertos de anclaje traseros tendrán un mecanismo de acoplo híbrido para permitir el
acoplamiento con el FGB.
Las instalaciones habitáculo del Modulo de Servicio incluyen cuartos personales de descanso para
la tripulación, un servicio e instalaciones de higiene, una cocina con un frigorífico-congelador,
y una mesa para fijar los alimentos mientras se coma. Él modulo tendrá un total de 14 ventanas.. El
agua condensada y desperdiciada por la tripulación se reciclará para el uso en dispositivos
generadores de oxígeno en él modulo, pero no se plantea reciclarla para el uso como agua bebible.
Las salidas espaciales usando los trajes espaciales rusos Orlan-M pueden realizarse desde el Modulo
de Servicio usando el Compartimiento de Transferencia como compartimiento estanco. Él modulo
también proporcionará comunicaciones de datos, voz y televisión con los Centros de Control de la
Misión en Moscú y Houston.
31
Tal como establece la segunda de las leyes de Kepler, la velocidad de traslación del
planeta es mínima en el afelio y máxima en el perihelio. Ambos puntos de la órbita
reciben el nombre de puntos apsidales.
A principios del mes de julio (generalmente, el día 4), en el afelio, la Tierra dista
152,10 millones de kilómetros del Sol,n 1 mientras que a comienzos de enero (hacia el
día 4), en el perihelio o punto de su órbita más cercano al Sol, la Tierra se encuentra
a 147,09 millones de kilómetros del Sol.n 2
Por eso, en el afelio el planeta está 5 millones de kilómetros más lejos que en el
perihelio. Esa distancia es la 30ª parte de la longitud media del radio de la órbita.
También, la esfera solar es 109 veces más grande que la esfera Tierra, y cuando esta
está en el afelio, el Sol cabe 109 veces entre él y la Tierra. Así, en el afelio, la
distancia hasta el Sol mide 109x109 Tierras.
Pese a estar más lejos del Sol, el hemisferio Norte está más caliente en el afelio
debido a la inclinación del eje terrestre respecto de la eclíptica, que hace que el Sol
incida más verticalmente y durante más horas en el hemisferio Norte en esa parte del
año. Como la órbita de la Tierra es poco excéntrica, este efecto tiene más peso que la
distancia al Sol. En otros cuerpos celestes con órbitas más excéntricas, como Plutón,
el efecto sí es manifiesto y por eso presentan estaciones dobles (las debidas a su
inclinación respecto a la eclíptica y las debidas a la distancia al Sol).
Podría pensarse que en el hemisferio Sur, al coincidir aproximadamente el solsticio de
verano austral (diciembre) con el perihelio y el solsticio de invierno austral (junio) con
el afelio (como se dijo, debidos a la inclinación del eje de la Tierra), las estaciones
serían más pronunciadas que en el Norte. Paradójicamente es al contrario, ya que al
estar las masas continentales concentradas en el hemisferio Norte, el menor efecto
moderador de los océanos acentúa las diferencias estacionales.
En el afelio, el desierto del Mojave, del Sáhara, de Arabia y de Irán están las regiones
que reciben de lleno los rayos del Sol en el mediodía.